Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - читать онлайн книгу. Автор: Андрей Мурачёв cтр.№ 50

Если аммиак попал на поверхность из недр, значит, можно предположить, что он содержится в большом количестве и под поверхностью Плутона. Океан жидкой воды, насыщенный аммиаком, сложнее заморозить, а следовательно, его существование под поверхностью Плутона – не такая уж безумная идея. Сегодня астрофизики сходятся на том, что такой океан жидкой воды может располагаться под 200-километровой корой водяного льда и окружать каменное ядро диаметром в 1 700 км. Океан на Плутоне! Разве можно придумать что-то более поразительное?

Считается, что на Плутоне изначально было гораздо больше воды в жидком виде. Замерзая, она увеличивала толщину литосферы и уменьшала толщину подповерхностного океана. Этот процесс занял многие миллионы лет. Превращаясь в лед, вода расширялась, что отразилось на рельефе: на Плутоне хорошо заметны разломы, но совершенно нет следов сокращавшейся в прошлом коры.

Продвигаясь вглубь пояса Койпера, мы ожидаем встретить сотни объектов подобных Плутону. Уже сейчас мы знаем несколько десятков объектов, сопоставимых по размеру с этой карликовой планетой. Могут ли и под их поверхностями находиться океаны жидкой воды? Возможно, Плутон действительно самый крупный транснептуновый объект, возможно, мы найдем крупнее ^[69]. Как бы то ни было, мы не вправе исключать вероятность, что хотя бы часть существующих транснептуновых карликовых планет имеет подповерхностные океаны.

В каждой звездной системе, в которой происходили процессы образования планет, могут быть свои аналоги пояса Койпера. Если физика источника внутреннего тепла Плутона вполне ординарна и не требует уникального набора условий (например, близкого взрыва сверхновой звезды), тела, похожие на Плутон, с подповерхностным океаном, должны быть частым явлением на орбитах у далеких звезд.

Такое распространение подповерхностных океанов в звездных системах не может не вызывать вопросы о том, могут ли эти океаны обеспечить выживание хотя бы земных микробов, не говоря уже о более сложных организмах. Мы поговорим об этом в последних главах, но вы уже сейчас можете пофантазировать на тему цивилизации, скажем, ракообразных или осьминогов в таком мире.

До начала работы телескопа «Кеплер» в 2009 году экзопланеты открывали в основном с помощью наземных телескопов ^[70]. На момент первого сообщения о достоверно обнаруженной планете, пришедшего от команды «Кеплера», человечество знало уже более чем о 400 планетах, ³/₄ из которых удалось найти методом доплеровской спектроскопии. Транзитным методом было обнаружено около 50 объектов. Самыми неожиданными в популяции выявленных экзопланет стали горячие юпитеры. Но хотя именно их оказалось большинство, все понимали, что пока рано делать какие-либо выводы: тяжелые планеты вблизи своих звезд – легкая добыча при использовании метода радиальных скоростей, а все остальное ускользает от внимания.

Более честную статистику удалось получить только после нескольких лет работы «Кеплера». Чувствительная аппаратура этого космического телескопа позволила увидеть даже маленькие экзопланеты, которые трудно обнаружить наземными телескопами. Оказалось, что наиболее многочисленный тип экзопланет – это планеты с радиусом в 2–4 R_⊕ и массой до 10 M_⊕. Эти планеты называются суперземлями. Их, как правило, находят в тесных многопланетных системах на близких к своим родительским звездам расстояниях, отчего их орбитальный период чаще всего не более 200 земных суток. В Солнечной системе таких планет нет. Что же они собой представляют?

Все планеты, которые мы встречали до этого, как вы уже наверняка успели заметить, можно отнести к одному из двух классов в зависимости от преобладающего в их составе материала: каменистые или газовые. Обычно при определении класса планеты у астрофизиков не возникает сложностей. Надо всего лишь взять ее массу, вычисленную по радиальной скорости звезды, и разделить ее на объем, который находится с помощью транзитного метода. Это дает нам среднюю плотность планеты, которая, в свою очередь, позволяет оценить состав планеты на основании физических моделей. Более того, часто, чтобы установить класс планеты, даже не обязательно знать и массу, и радиус. Хватит и одной из этих величин. Действительно, если вы нашли планету массой в 1,5 M_J она вряд ли будет иметь твердую поверхность, а если обнаружили планету с радиусом, равным радиусу Земли, то странно было бы ожидать, что эта планета окажется преимущественно газовой. Так, по крайней мере, казалось астрофизикам.

Масса и радиус экзопланеты измеряются с большей или меньшей погрешностью, зависящей от точности приборов и того, насколько аккуратно мы можем вычислить массу звезды. Неприятность с объектами, которые в таком большом количестве обнаружил телескоп «Кеплер», состоит в том, что они, имея один и тот же размер или одну и ту же массу, могут принадлежать к двум разным классам! Иногда случается такое, что изначально вычисленная плотность планеты указывает на газовый мир, а немного уточненная – переводит эту же экзопланету в разряд скалистых суперземель. Бывает и наоборот. Эти планеты как бы находятся на границе между газовыми и каменистыми планетами и готовы перескочить на любую сторону.

Но все же некоторые эмпирические выводы сделать можно. В большинстве своем планеты с радиусом до 2 R_⊕ относятся к скалистым суперземлям, а те, что имеют более крупные размеры, представляют собой газовые суперземли – их называют мини-Нептунами¹⁰³. Мини-Нептуны Глизе 436 b и Глизе 1214 b имеют радиусы бо́льшие, чем 2 R_⊕ (4,21 и 2,68 R_⊕), и массы 23,20 и 6,55 M_⊕ соответственно. Вычисление объемных плотностей дает значения 1,69 г/см³ для Глизе 436 b и 1,87 г/см³ для Глизе 1214 b, и это лишь немного больше, чем плотности Урана и Нептуна (1,27 и 1,63 г/см³). Планетарные модели предсказывают, что эти экзопланеты содержат значительное по объему количество водорода, гелия и паров воды – типичные мини-Нептуны. У некоторых мини-Нептунов плотности даже меньше, чем 1 г/см³. С другой стороны, большинство скалистых суперземель, например CoRoT-7 b, Kepler-10 b и Kepler-36 b, с радиусами менее 2 R_⊕, имеют плотность, соответствующую железоникелевым породам (6–10 г/см³).