Журнал Наука и Техника (НиТ) - «Наука и Техника» [журнал для перспективной молодежи], 2006 № 01 (1)

Насколько часто могут наблюдаться подобные катастрофы? На сегодня поиск планетных систем доплеровским методом привел к открытию планет у нескольких красных гигантов и субгигантов спектральных классов К. Их параметры перечислены в таблице, составленной по данным Каталога внесолнечных планет Медонской обсерватории, Франция. Среди проэволюционировавших звезд это, если можно так выразиться, еще “молодняк”. Радиусы этих звезд от 4 до 23Ro; они пока не “глотают” свои планеты, им только предстоит разрастись до размеров типичных звезд АВГ. Эти звезды находятся в начальной стадии перехода к красным гигантам. Планета с массой ~11MJ (не подтверждено), возможно, обнаружена также у гиганта K5III Альдебаран (а Тельца), одной из наиболее ярких звезд зимнего неба. Радиус Альдебарана — половина расстояния от Солнца до Меркурия.

Так может выглядеть планетная система звезды-красного гиганта

Если планета пока не испарилась, что будет с ней, когда центральная звезда расширится почти до орбиты планеты? Планета, обращающаяся вокруг звезды с массой М*~1Мо на расстоянии в 1 а.е., движется со скоростью Vp1 ~ 30 км/с. Если звезда достигла АВГ, то планета оказывается погруженной в среду с температурой ~2000 К и плотностью ~10 12-10 13г/см 3. При таких условиях скорость звука -3.4 км/с. Движение планеты оказывается гиперзвуковым, оно сходно с движением крупного метеоритного тела в атмосфере Земли. Образуется мощная коническая ударная волна, ионизующая газ и нагревающая его до 10 000-15 000 К.

Верхняя атмосфера звезды АВГ — достаточно разреженный газ, если подходить к ней с мерками для атмосфер звезд главной последовательности: у основания хромосферы Солнца плотность достигает 1016 г/см 3. По земным понятиям атмосфера красного гиганта — вообще глубокий вакуум. В столь разреженной среде планета хоть и тормозится, но не очень сильно. Оценки показывают, что в течение стадии АВГ (которая занимает не более одного миллиона лет) большая полуось планетной орбиты уменьшится из-за торможения не более чем на 20 %. Масса планеты невелика по сравнению с массой звезды. Тем не менее, движение планеты типа Юпитера может оказать сильное влияние на саму звезду и на ее оболочку, сброшенную после перехода к белому карлику.

Первое, что может сделать планета, — раскрутить свою звезду. Когда звезда главной последовательности уходит в красные гиганты и расширяется в сотни раз, ее вращение из-за сохранения момента многократно замедляется. Однако известны достаточно быстро вращающиеся красные гиганты. Возможный механизм такого ускорения — передача момента оболочке звезды от планеты, которая тормозится в ней. Помимо непосредственного газодинамического воздействия (“сгребания” газа), планета оказывает приливное действие на звезду, что также способствует раскрутке. Пока звезда находится на АВГ, планета успеет значительно ускорить ее вращение. Известно, что угловой момент орбитального движения Юпитера в 100 раз превышает вращательный момент Солнца. Согласно расчетам Н. Сокера, когда Солнце достигнет стадии АВГ и Юпитер начнет эффективно передавать момент своего орбитального движения околосолнечной оболочке, скорость ее вращения может достичь одной десятой от скорости движения Юпитера по орбите (на расстоянии ~5 а. е. от центра Солнца).

Красные гиганты и субгиганты, у которых обнаружены планеты

Планета способна обогатить красный гигант редкими для звезд такого типа изотопами, например, литием-6. Этот изотоп образовался на ранних стадиях эволюции Вселенной. Литий-6 быстро выгорает в ядерных реакциях, а в проэволюционировавших звездах он должен был давно исчезнуть. В последнее время все большую популярность завоевывает гипотеза, согласно которой литий может попасть в атмосферу красного гиганта, когда звезда поглотит планету. В планете литий-6 хранился в “законсервированном” виде, пока она не испарилась.

Планета, обращающаяся на подходящей орбите, может сделать красный гигант долгопериодической переменной звездой. Об этой возможности подробнее говорится в следующем номере.

Близкие спутники оказывают серьезное влияние на процесс потери массы звездой. Движение планеты в верхней атмосфере и внутренней околозвездной оболочке красного гиганта приводит к «сгребанию» газа и аккреции вещества на планету. Это, а также ускорившееся вращение звезды, нарушают сферическую симметрию потока вещества, теряемого звездой. Возможно, влиянием близких спутников объясняются причудливые формы многих планетарных туманностей: биполярные, в виде отдельных струй и даже многоугольные.