Планеты и звезды махнулись местами

Еще десяток-другой лет назад в астрономии звезд и планет все было просто. Собственно, никакой астрономии звезд и планет не было. Были отдельно звезды, от больших до маленьких, отдельно планеты — девять штук в окрестностях Солнца. Первые в тысячи и миллионы раз массивнее вторых, и природа двух классов небесных объектов совершенно различна. Планетология и физика звезд существовали почти раздельно.

Соприкасались они лишь, когда речь заходила о совместном рождении звезд и планетных систем, хотя даже в том, что оно происходило совместно, полной уверенности не было. Тем не менее именно при изучении этих процессов ученые не только окончательно убедились в близком родстве звезд и планет, но и предсказали совершенно новый тип объектов, который должен «объединять» звезды и планеты и обладать промежуточными характеристиками. Сейчас нам известны эти небесные тела как бурые карлики.

Недозвезды

Бурые, или коричневые, карлики — это «недозвезды», объекты, масса которых оказалась недостаточной, чтобы создать в центре звезды условия (давление, плотность и температуру), которые нужны для запуска термоядерных реакций превращения водорода в гелий. От окончательного коллапса их удерживает только квантовое давление вырожденного газа в центре. Чтобы зажечь ядерные реакции, звезде нужна масса примерно в 70−80 масс Юпитера (0,7−0,8% от массы Солнца), и именно эта граница отделяет бурые карлики от обычных звезд.

Без источника энергии и тепла в центре они вынуждены высвечивать гравитационную энергию сжатия и поэтому светятся очень тускло. Их светимости ниже солнечной в сотни тысяч и миллионы раз. Именно поэтому бурые карлики так трудно найти: первые кандидаты в объекты этого класса удалось зафиксировать лишь в конце 1990−х годов. Впрочем, та же тусклость позволяет высвечивать гравитационную энергию миллионы и миллиарды лет, так что даже самый старый бурый карлик Вселенной до сих пор не остыл до температуры меньше сотни-другой Кельвинов.

Если с верхней границей массы бурых карликов все более или менее понятно, то найти грань, отделяющую их от планет-гигантов, оказалось сложнее. Когда заканчиваются планеты? Пять масс Юпитера? Десять? Двадцать? Иногда говорят, что в жизни бурых карликов должен быть эпизод ядерного синтеза тяжелого изотопа водорода — дейтерия в гелий. Эта реакция идет куда легче, и овладеть ей оказалось под силу даже человеку, причем уже более полувека назад: именно дейтерий составляет основное «горючее» водородной бомбы.

По данным расчетов, горение дейтерия в «недозвездах» возможно, если ее масса больше примерно 13 масс Юпитера. В этом случае на каком-то этапе сжатия газового облака условия в нем окажутся подходящими для детонации второго по распространенности изотопа водорода. Но процесс этот очень недолгий, дейтерий быстро кончается, и на дальнейшую жизнь бурого карлика этот бурный эпизод почти не влияет. Так отчего ж придавать этому процессу такое большое значение, чтобы отделять по нему один класс небесных объектов от другого?

Учись на Плутоне

Ситуация здесь чем-то напоминает историю с определением планет и их отличия о астероидов, нашумевшую три года назад в связи с лишением Плутона планетного статуса. И напоминает неспроста: в конце концов, все эти деления — условность. Тем не менее в случае с нижней границей статуса планеты решение, в конце концов, было найдено, хотя оно устроило не всех.

К требованию сферической формы небесного тела ученые добавили еще одно условие: планета должна доминировать в районе своей орбиты, вычистив ее окрестности от подобных небесных тел. Как раз этому условию Плутон не удовлетворил: рядом с ним обращается несколько небесных тел тех же масштабов, что и он сам. В итоге такие объекты решили называть карликовыми планетами. Помимо Плутона и нескольких подобных объектов на задворках Солнечной системы к ним принадлежит и один объект из Главного пояса астероидов — Церера.

Некоторые предлагают применить ту же «кинематическую» схему и для наведения порядка во взаимоотношениях бурых карликов и планет-гигантов. Астрономы полагают, что бурые карлики все-таки рождаются как нормальные звезды, конденсируясь в гигантских газопылевых облаках пусть и не поодиночке (из одного облака могут родиться тысячи звезд и бурых карликов), но независимо друг от друга. У нарождающихся бурых карликов даже наблюдаются биполярные выбросы вещества, стандартные для молодых звезд.

Планеты все-таки крутятся вокруг звезд и появляются, судя по всему, при конденсации вещества в газопылевых дисках, которые неизменно окружают едва родившиеся звезды. И даже если сама звезда еще не родилась, именно притяжение этого до конца не сформировавшегося объекта сжимает газ диска настолько, чтобы в нем могли конденсироваться маломассивные объекты — гравитации самого газа для этого не хватает. В общем, эта идея выглядит вполне здравой. Особенно если учесть, что зародыши недозвезд, которые наблюдаются в областях звездообразования, всегда казались более массивными, чем самые тяжелые из планет-гигантов, кружащихся вокруг нормальных звезд.

Беспомощное рождение

Однако этот, казалось бы, здравый подход все-таки разбился о наблюдательные факты. Астрономам Кеннету Маршу, Дейви Киркпатрику и Петеру Плавчану из Калифорнийского технологического института удалось разглядеть в одном из газопылевых облаков объект, который явно рождается без всякой помощи со стороны какой-либо центральной звезды. И назвать его звездой даже с приставкой «недо-» ни у кого не повернется язык: объект, обладающей всего двумя-тремя массами Юпитера, явно станет планетой-гигантом.

Астрономы нашли эту планету в области звездообразования, окружающей звезду ρ («ро») созвездия Змееносца (ρ Opiuchi, ρ Oph). Работа ученых должна появиться в Astrophysical Journal. Она находится сравнительно недалеко — на расстоянии примерно 400 световых лет от Земли, что и позволяет наблюдать здесь не только зародыши крупных звезд, но и видеть формирование небольших бурых карликов.

Чтобы выяснить, нет ли среди них еще и планет-гигантов, появившихся независимо, ученые начали систематический обзор самых слабых объектов ρ Oph с помощью 10−метрового телескопа имени Кека на Гавайях. На данный момент астрономам удалось получить инфракрасные спектры семи кандидатов, и один из них — за номером 4450 из списка — оказался той самой планетой. Подробное моделирование его спектра почти убедило ученых в том, что это горячая планета-гигант массой в две-три массы Юпитера, которая все еще сжимается под действием собственной гравитации и разогрелась при этом до 1000 с лишним градусов по шкале Цельсия.

Между прочим, этот объект, который открыли по наблюдениям в инфракрасном диапазоне, может оказаться еще и самой маленькой внесолнечной планетой, которую удалось напрямую увидеть с Земли (а не почувствовать ее присутствие в спектре или в кривой блеска звезды). Три других планеты, найденные в прошлом году с помощью прямых наблюдений, — HR8799 b, c и d — в несколько раз массивнее. Масса четвертой, Фомальгаута b, найденной также в прошлом году, формально оценивается в три массы Юпитера, но на деле может быть и меньше.

Чтобы окончательно убедиться в полученной идентификации, ученые надеются вскоре получить инфракрасный спектр высокого разрешения. Если в нем окажутся все положенные спектральные линии, а их относительная глубина и ширина сойдутся с предсказаниями моделей, указать массу, температуру, возраст и даже химический состав новой планеты можно будет гораздо точнее.

Симметричный ответ

Забавно, что буквально через три дня после появления статьи Марша ученые из Германии и Испании под руководством Айке Гюнтера из Таутенбургской обсерватории в Тюрингии опубликовали статью с результатом, который удивительно хорошо дополняет открытие американцев. Гюнтер и его коллеги нашли на орбите вокруг звезды 30 Овна B (З0 Arietis B, 30 Ari B) объект, который вполне способен потянуть на бурые карлики.

Масса 30−й Овна B лишь немногим больше солнечной, а ее светимость примерно вдвое выше, чем у Солнца. Наблюдая смещение линий в спектре этого объекта с помощью двухметрового телескопа германской обсерватории, ученые нашли у него крупный спутник на орбите, которая очень похожа на земную, только чуть более вытянута. Полный оборот вокруг звезды 30 Ari Bb совершает за 338 дней, а его масса как минимум в десять раз превышает массу Юпитера. При этом он может быть и более массивным: спектроскопический метод дает лишь нижнюю оценку массы спутника.

Звезда 30 Овна B входит в состав иерархической тройной: ее напарница 30 Ari A сама состоит из двух компонент, оборачивающихся друг вокруг друга всего за сутки. Тем не менее эта пара расположена далеко, как минимум в 1,5 тыс. астрономических единиц от 30 Ari B и ее массивного спутника, и вряд ли влияла на их формирование. Скорее всего, они появились вместе, полагают астрономы: сначала возникла центральная звезда чуть массивнее Солнца, затем рядом с ней сконденсировался спутник.

Правда, как именно он возник, остается загадкой: температура на расстоянии в 1 а.е. от 30 Ari B кажется слишком высокой, чтобы там мог сконденсироваться такой массивный спутник. Не исключено, что он возник подальше от звезды и позднее мигрировал внутрь — например, из-за взаимодействия с веществом диска, из которого слепился, или другими планетами, которые могли из него появиться.

В этом случае планетная семья 30 Ari B может быть еще более многочисленной и разнообразной. И, как теперь уже понятно, бурые карлики в планетную семью вписываются без всяких проблем.