Тя е толкова необикновена! 19.05 | 18:57

Нашата Слънчева система следва ясен модел. Малки, скалисти планети близо до Слънцето, големи газови планети по-далече и астероидни пояси между тях.

В общи линии това би трябвало да изглежда логично. Когато се формирало Слънцето, интензивната енергия на ранните слънчеви ветрове е избутвала навън по-леките елементи като водород и хелий, оставяйки по-близо до себе си само тежките скалисти материали.

Това ни изкушава да си мислим, че повечето слънчеви системи би трябвало да следват подобен модел – близки скалисти планети и отдалечени газови гиганти. Но след като сме открили много екзопланетни системи, откриваме, че не това е случаят. Всъщност все повече изглежда, че нашата Слънчева система е изключение, а не правило.

Когато гледаме към други слънчеви системи, виждаме, че е необичайно да има газова планета, която е много отдалечена от звездата си. Един от начините за категоризиране на планетите е чрез енергията, която те получават от звездата си. Горещите планети като Меркурий и Венера в нашата Слънчева система, топлите(може би обитаеми) като Земята и Марс и студените като Юпитер и нататък. В нашия случай всички газови планети са от "студения" тип. Но от всички открити дотук екзопланети по-малко от 20% от газовите планети са студени. Най-често срещаният тип газови планети е "горещи Юпитери". Това са големи, подобни на Юпитер планети, които са близо до звездата си.

Но за да бъдем честни, трябва да кажем, че методите, които използваме за намиране на екзопланети – наблюдаване на потъмняването на звезда, когато минава планета пред нея (транзитен метод) и измерването на осцилацията (трептенето) на звездата, причинена от гравитационно привличане на обикалящата планета (Доплеров метод) – правят по-лесно откриването на големи и близки до звездата планети. Но дори и когато вземем това предвид, изглежда, че отново горещите Юпитери са по-често срещани от студените.

Благодарение на компютърни симулации имаме идеи защо е така. При младите системи планетите се формират в протопланетарен диск, който на практика е поток от газове и прах. Газовете обикновено са поне частично йонизирани и затова взаимодействат с магнитното поле на главната звезда. В диска има също и турбуленция заради сблъсъците и слепването на прахта. Във физиката такава система се описва от магнитохидродинамиката. Уравненията за такава система се анализират невероятно трудно, но с помощта на модерните суперкомпютри можем да открием някои основни тенденции.

Леките планети (по-малко от 10 земни маси) не влияят много на цялостната структура на протопланетарния диск. Взаимодействието им с диска предизвиква в явление, познато като вълна със спираловидна плътност. Една вълна се движи спираловидно навътре по посока на движение на планетата, а друга се движи наобратно по задната страна.

Обикновено придърпването от външната спирала е по-силно от това на вътрешната и затова планетата би трябвало да се приближава бързо до звездата си. Това е познато като миграция от Първи тип.

Големите планети (повече от 10 земни маси, или малко по-леки от Уран и Нептун) не само че предизвикват вълни, но създават и дупка в протопланетарния диск. Това е показано на горното изображение вдясно. Това означава, че въпреки че има вътрешно (в посока отдалечаване от звездата) привличане, то е далеч по-малко. И така планетата постоянно ще се приближава до звездата си по време на формиране. Това се нарича миграция от Втори тип. Заключението е, че планети, формирани в протопланетарния диск, ще имат тенденция на приближаване до звездата и затова близките и горещи планети са по-обичайни.

Защо тогава Юпитер се е формирал толкова далече от Слънцето?

Това е подвеждащ въпрос – не е. Как и защо, можете да научите в Мегавселена.