|
|
|
|
Pozasłoneczne układy
planetarne
Michał Różyczka
|
Wiadomość o odkryciu pierwszego pozasłonecznego układu planetarnego obiegła świat w styczniu 1992 r. Jego szczęśliwym odkrywcą był Aleksander Wolszczan, który obecnie jest profesorem Uniwersytetu Stanowego w Pensylwanii i dyrektorem Centrum Astronomicznego Uniwersytetu Mikołaja Kopernika. Samo odkrycie było tyleż nieoczekiwane (dokonano go przypadkowo), co zaskakujące. W centrum układu znajdował się bowiem pulsar, który musiał powstać podczas wybuchu supernowej. Wybuchająca gwiazda niemal na pewno zniszczyłaby lub odrzuciła obiegające ją planety. Najprawdopodobniej więc układ Wolszczana jest znacznie młodszy niż jego obiekt centralny. W jaki sposób powstał — możemy się tylko domyślać. Znamy ciasne układy podwójne złożone z pulsara i białego karła, w których biały karzeł jest „odparowywany” przez promieniowanie elektromagnetyczne i korpuskularne pulsara, a tracona przezeń materia układa się w cienki i gęsty dysk. Niewykluczone, że warunki panujące w takim dysku sprzyjają powstawaniu planet. Przy braku dostatecznej ilości danych, szczegóły planetogenezy są jednak nader niejasne.
|
| |
Rys.1 Syntetyczny pozasłoneczny układ planetarny z umieszczonymi w tej samej płaszczyźnie orbitami kilkunastu planet. W dużym czarnym punkcie w centrum układu znajdują się orbity kilku planet o wyjątkowo krótkich okresach. Źródło: strona WWW G. Marcy'ego
|
| |
Odkrycie prof. Wolszczana dowiodło, iż procesy prowadzące do powstawania planet są rozpowszechnione znacznie szerzej niż to sobie wyobrażano. I rzeczywiście: na kolejną przełomową chwilę w badaniu obcych systemów planetarnych nie trzeba było czekać długo. W październiku 1995 r. Michel Mayor i Didier Queloz z Obserwatorium Genewskiego donieśli o odkryciu planety obiegającej zwyczajną, widoczną gołym okiem gwiazdę 51 Peg. Tym razem był to plon nie przypadku, lecz starannie zaplanowanych, wieloletnich poszukiwań. Społeczność astronomiczna znów jednak została zaskoczona. Okazało się bowiem, że nowa planeta, która dorównywała wielkością Jowiszowi, krążyła w odległości zaledwie 0,051 j.a. od swojej gwiazdy i obiegała ją raz na 4,23 doby.
Aby zrozumieć konsternację specjalistów, musimy pokrótce przypomnieć „klasyczną” teorię planetogenezy, która opisuje mechanizm formowania się planet wokół zwykłych gwiazd. W owych czasach bazowała ona na obserwacjach jedynego znanego „zwyczajnego” układu planetarnego — Układu Słonecznego. Jej podstawowe założenie głosiło, iż planety powstają w wokółgwiazdowym dysku, który jest produktem grawitacyjnej zapaści (kolapsu) tego samego obłoku, z którego powstaje gwiazda.
Proces planetogenezy rozpoczyna się od sedymentacji ziaren pyłowych, które zbierają się w pobliżu płaszczyzny równikowej dysku. Po kilkuset latach od utworzenia się dysku praktycznie cały pył jest zgromadzony w cienkiej warstwie, która w następstwie niestabilności grawitacyjnej rozpada się i wytwarza obiekty o rozmiarach ok. 10 km (planetozymale). Jeśli dany rejon dysku jest turbulentny i spokojna sedymentacja nie jest możliwa, planetozymale tworzą się w węzłach komórek konwektywnych, gdzie liczba ziaren pyłu na jednostkę objętości osiąga lokalne maksimum. W tych warunkach ich wzrost przebiega jednak znacznie wolniej i obiekty o rozmiarach 10 km pojawiają się dopiero po ok. 105 lat od utworzenia się dysku.
Kolejny etap ewolucji dysku protoplanetarnego rozpoczyna się dwuciałowymi zderzeniami planetozymali przy niewielkiej prędkości względnej. W następstwie takich zderzeń planetozymale zlepiają się ze sobą stochastycznie do chwili, w której w dysku pojawią się pierwsze obiekty o masie rzędu 1021g. Dzięki ekwipartycji energii poruszają się one nieco wolniej niż obiekty mniej masywne, a dzięki swej dużej masie znacząco zmieniają orbity tych ostatnich i indukują efekt ogniskowania grawitacyjnego, który jeszcze bardziej zmniejsza ich prędkość. W efekcie „dryfują” względem mniej masywnych planetozymali, a częstość ich oddziaływania z mniejszymi obiektami rośnie. Rozpoczyna się faza lawinowego wzrostu, która prowadzi do scalenia w jeden obiekt wszystkich planetozymali znajdujących się w tzw. strefie izolacji. Szerokość strefy izolacji, mierzona w płaszczyźnie równikowej dysku, jest proporcjonalna do promienia Roche'a rosnącego obiektu. Na pierwszy rzut oka może się więc wydawać, iż wzrost trwa nieograniczenie, tj. aż do wyczerpania całej zawartości dysku. Ponieważ jednak promień Roche'a słabo zależy od masy obiektu, w pewnym momencie (wyznaczonym przez rozkład gęstości kolumnowej dysku) tempo przyrostu masy zaczyna szybko spadać. Końcowa masa rosnącego lawinowo obiektu ustala się na poziomie 0,01 – 0,1 M⊕ (mas Ziemi) w pobliżu orbity Ziemi i 1 – 10 M⊕ w pobliżu orbity Jowisza (tak duża różnica tłumaczy się tym, iż w obszarze zajętym dziś przez planety grupy Ziemi wysoka temperatura dysku uniemożliwiała kondensację związków węgla, wodoru i tlenu, przez co gęstość kolumnowa planetozymali była tam znacznie mniejsza niż w okolicy orbity Jowisza).
| |
| |
Rys.2 Częstość występowania małomasywnych składników układów podwójnych w przeliczeniu na 100 obserwowanych gwiazd. W zakresie M<10 MJ dane są wysoce niekompletne ze względu na trudności związane z wykrywaniem małych mas. Źródło: strona WWW G. Marcy'ego
|
|
Obiekty powstałe w fazie lawinowego wzrostu nazywa się zwykle jądrami planetarnymi. Masywne jądra, powstające w zewnętrznej części dysku protoplanetarnego, przekształcają się w planety typu Jowisza. Proces ten rozpoczyna się z chwilą osiągnięcia przez jądro minimalnej masy niezbędnej do zainicjowania akrecji gazu (ok. 10–15 M⊕) i ustaje po kilku mln lat, gdy siły przypływowe planety otwierają w dysku przerwę. Mechanizm otwierania przerwy najłatwiej jest pojąć, wyobraziwszy sobie parę przymocowanych do planety wioseł, z których jedno jest zanurzone w dysku na zewnątrz, a drugie — wewnątrz jej orbity (oba wiosła — to momenty sił grawitacyjnych). Pierwsze wiosło rozkręca zewnętrzną część dysku, która zyskuje moment pędu; drugie — hamuje wewnętrzną część dysku, która traci moment pędu. Obie części wykazują więc tendencję do odsuwania się od orbity planety.
Małomasywne jądra, które powstają w wewnętrznej części dysku, nigdy nie są w stanie zainicjować akrecji gazu. Ich masy są jednak wystarczająco duże, by powodować wzajemne perturbacje orbit. Następstwem tych perturbacji są „wielkie zderzenia”, w wyniku których, w skali czasowej kilkudziesięciu mln lat, powstają planety grupy Ziemi.
Klasyczna teoria planetogenezy dobrze tłumaczyła takie podstawowe fakty, jak współpłaszczyznowość orbit planetarnych, jednakowy kierunek obiegu planet wokół Słońca, obserwowaną we wszystkich planetach prócz Wenus i Urana zgodność kierunku obiegu z kierunkiem obrotu wokół osi, oraz różnice budowy i składu chemicznego między planetami grupy Ziemi i planetami grupy Jowisza. Zgodnie z jej przewidywaniami spłaszczenia (mimośrody) orbit planetarnych powinny być niewielkie, planety — olbrzymy powinny znajdować się w odległości co najmniej kilku j.a. od swej macierzystej gwiazdy, zaś ich maksymalna masa nie powinna znacząco przekraczać masy Jowisza. Jak widać, układ 51 Peg zupełnie nie pasował do drugiego z nich. Następne odkrycia nie tylko nie usunęły rozbieżności między teorią i obserwacjami, lecz ją pogłębiły.
Zanim jednak przejdziemy do ich omówienia, warto będzie zatrzymać się przy obserwacjach innego typu, które, choć nie mówią nam nic konkretnego o obcych planetach, jednoznacznie dowodzą słuszności podstawowego założenia teorii planetogenezy. Są to pośrednie i bezpośrednie obserwacje dysków protoplanetarnych.
Już na początku lat 80-tych znano liczne gwiazdy (były to zarówno obiekty ciągu głównego, jak i tzw. obiekty PMS — Pre-Main-Sequence), których widma charakteryzowały się występowaniem nadwyżek podczerwonych. Wiedziano też, że stosunek mocy promieniowania emitowanego w podczerwonym „garbie” widmowym do całkowitej mocy promieniowania szybko maleje z wiekiem gwiazdy, spadając praktycznie do zera u gwiazd, które osiadły na ciągu głównym ok. 108 lat temu. Hipoteza, iż nadwyżki podczerwone pochodzą z dysków pyłowych, doczekała się potwierdzenia już w roku 1984, kiedy otrzymano zdjęcie dysku okrążającego gwiazdę β Pic. Obecnie ocenia się, że dyski pyłowe występują u ok. 15% gwiazd ciągu głównego typów A–K. Z obserwacji prowadzonych w liniach CO wiadomo też, że obiekty PMS posiadają dyski pyłowo-gazowe i że ostatnie wykrywalne ślady gazu znikają w tych z nich, których wiek przekracza ok. 107 lat. Oznacza to, że dyski gwiazd ciągu głównego są zaawansowane ewolucyjnie, a zawarty w nich pył jest pyłem wtórnym, powstającym w wyniku zderzeń uformowanych już planetozymali. Wniosek ten znajduje potwierdzenie w oszacowaniach całkowitej masy pyłu, które dają wartości od 0,01 do 0,1 M⊕.
| |
|
Rys.3 Rozkład gęstości powierzchniowej w dwuwymiarowym modelu dysku protoplanetarnego. Kolory ciepłe odpowiadają dużej gęstości, kolory chłodne - małej. W dysku znajduje się uformowana już planeta o masie równej masie Jowisza, którą otacza wtórny dysk zasilany przez strugi wypływające z krawędzi przerwy (w powiększeniu (b i c) ukazano fragmenty obwiedzione białymi ramkami).
Obliczenia modelowe: Paweł Ciecieląg, Tomasz Plewa i Michał Różyczka; grafika: Paweł Ciecieląg.
|
|
Obecny stan techniki umożliwia rutynowe prowadzenie bezpośrednich obserwacji dysków protoplanetarnych w szerokim zakresie widmowym, rozciągającym się od fal radiowych po światło widzialne (w spektroskopii — po ultrafiolet). Niejednokrotnie obserwacje te przynoszą zaskakujące wyniki. Dla przykładu — w układzie Lynds 1551 IRS5, który leży w odległości 450 lat świetlnych od Słońca i składa się z dwóch obiektów PMS, każdy ze składników posiada własny dysk pyłowo-gazowy o średnicy kilkunastu j.a. i masie ok. 0,01 M⊗, podczas gdy średnica całego układu wynosi zaledwie ok. 50 j.a. Ze względu na silną ekstynkcję układ obserwowano za pomocą VLA, odbierając promieniowanie termiczne pyłu na fali λ = 7 mm. Dyski gwiazd ciągu głównego, o których istnieniu do niedawna świadczyły wyłącznie nadwyżki podczerwone, są obecnie fotografowane w zakresie submilimetrowym. Korzysta się w tym celu z detektora SCUBA (Submilimeter, Common-User Bolometric Array), który współpracuje ze znajdującym się w obserwatorium na Mauna Kea teleskopem Maxwella o średnicy zwierciadła 15 m. Zdolność rozdzielcza SCUBA wynosi ok. 15" i wystarcza do zorientowania się w rozmiarach dysku, a w niektórych przypadkach także w jego usytuowaniu względem obserwatora (dla przykładu — dysk otaczający Fomalhauta oglądamy niemal dokładnie z boku). Dyski fotografowane przez SCUBA mają średnice rzędu 200–300 j.a.
Na początku 1999 roku opublikowano piękną galerię zdjęć dysków protoplanetarnych wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w podczerwieni i w zakresie optycznym. Dyski sfotografowane w podczerwieni towarzyszą obiektom bardzo młodym, ukrytym w obłokach o dużej ekstynkcji, a ich średnice sięgają tysiąca j.a. W odróżnieniu od nich, dyski sfotografowane w zakresie optycznym towarzyszą obiektom nieco starszym i mają średnice nie większe niż 500 j.a. W próbce tej bardzo często obserwuje się silnie skolimowane strugi gazu (dżety), które wypływają z centralnych części dysku z prędkościami dochodzącymi do kilkuset km/s. Warto też wspomnieć, iż w rozległym dysku otaczającym AB Aur, który oglądamy od strony bieguna, wyraźnie widać strukturę spiralną.
Wszystkie te obserwacje dowodzą niezbicie, iż nowo powstające gwiazdy są otoczone dyskami, których masy i rozmiary maleją z upływem czasu. W niektórych przypadkach pozwalają też wnioskować o toczącej się w dyskach planetogenezie. Dla przykładu — siły grawitacyjne masywnych planet mogły zarówno wytworzyć szeroką przerwę w dysku wokół HD 141569, jak i wąski, gęsty pierścień w dysku wokół HR4796A. Za istnieniem ukształtowanych już planet wokół β Pic przemawia wygięcie (warp) centralnej części dysku pyłowego, która jest nachylona pod kątem kilku stopni do części zewnętrznej, oraz wyraźny niedobór pyłu w odległościach mniejszych niż kilkadziesiąt j.a. od gwiazdy.
Zarówno towarzyszkę 51 Peg, jak i niemal wszystkie pozostałe ze znanych nam dziś planet pozasłonecznych odkryto jednak nie dzięki obserwacjom dysków, lecz poprzez dopplerowska analizę ruchów gwiazd. Stwierdzenie, iż planeta obiega gwiazdę, jest oczywiście słuszne tylko w przybliżeniu: w rzeczywistości zarówno planeta, jak i gwiazda obiegają swój środek masy. Dla przykładu — Jowisz wymusza na Słońcu ruch orbitalny z prędkością 12 m/s, która przy obecnym stanie techniki jest już wykrywalna poprzez pomiary przesunięć dopplerowskich w widmie gwiazdy. Znając okres zmian prędkości radialnej gwiazdy P, z III prawa Keplera możemy obliczyć wielką półoś orbity planety a:
a3 = GM*P2/4π2,
gdzie M* jest znaną nam z analizy widma masą gwiazdy. Otrzymywana z obserwacji półamplituda K krzywej zmian prędkości radialnej wiąże się z prędkością orbitalną gwiazdy wzorem
K=V* sin i,
gdzie i jest kątem nachylenia osi orbity do prostej łączącej gwiazdę z obserwatorem. W najprostszym przypadku (orbita kołowa) prędkość planety Vpl jest stała:
V2pl = GM*/a.
Z definicji środka masy mamy
Mpl = M*V*/Vpl=M*K/sin i Vpl,
co pozwala nam obliczyć wielkość Mpl sin i, która jest dolnym oszacowaniem masy planety. Dokładniejsza analiza krzywej zmian prędkości radialnych pozwala otrzymać nie tylko to oszacowanie, lecz także wartość mimośrodu orbity.
W chwili, gdy piszę ten artykuł, znamy 27 pozasłonecznych układów planetarnych. Znaleziono w nich 29 planet, z czego trzy w układzie υ And. Dolne oszacowania ich mas wahają się od 0,44 do 11 MJ (mas Jowisza), wielkie półosie — od 0,042 do 3 j.a., zaś mimośrody — od 0 do 0,71. Między półosiami wielkimi i mimośrodami oraz półosiami wielkimi i oszacowaniami mas istnieją słabe korelacje: większym orbitom odpowiadają większe masy i większe spłaszczenia. Syntetyczny układ planetarny, w którym orbity kilkunastu planet pozasłonecznych umieszczono w tej samej płaszczyźnie, jest pokazany na Rys. 1. Czarna kropka w centrum układu — to zlane ze sobą orbity planet o wyjątkowo krótkich okresach obiegu, wśród których znajduje się towarzyszka 51 Peg. Jak widać, różnice między przewidywaniami teorii i rzeczywistością są olbrzymie. Masywne planety nie tylko mogą krążyć „tam, gdzie nie powinny”, lecz także miewają silnie spłaszczone orbity i masy znacznie większe od masy Jowisza.
W tej sytuacji nieodparcie nasuwa się pytanie, czy rzeczywiście mamy do czynienia z planetami. Aby na nie odpowiedzieć, porównano częstości występowania obiektów o danej masie, biorąc pod uwagę wszystkie składniki gwiazdowych układów podwójnych o masie mniejszej od minimalnej masy gwiazdy (0,08 M⊗ = 80 MJ). Otrzymano histogram przedstawiony na Rys. 2, z którego wynika, iż obiekty o masach mniejszych od 5 MJ występują znacznie częściej niż obiekty o jakichkolwiek innych masach. Niezależnie od tego stwierdzono, iż w takich odległościach od gwiazd, w jakich spodziewamy się znajdować planety, obiekty o masach większych od 10 MJ pojawiają się niezwykle rzadko. Wydaje się więc, że małomasywne składniki układów podwójnych można podzielić na populację planet (o masach nie przekraczających kilku MJ) oraz populację brązowych karłów (o masach wyraźnie większych od 10 MJ), przy czym te ostatnie miałyby formować się tak jak gwiazdy, tj. nie w dyskach okrążających jakieś ciała centralne, lecz poprzez fragmentację i kolaps obłoków międzygwiazdowych. Niezależnych argumentów przemawiających za identyfikacją obiektów o mniejszych masach z planetami dostarczają obserwacje wielokrotnego układu υ And.
Niezwykłe cechy pozasłonecznych układów planetarnych stanowią nie lada wyzwanie dla teorii planetogenezy. Dzięki intensywnej pracy wielu zespołów naukowych umiemy je wprawdzie objaśnić jakościowo, ale droga do ilościowych modeli konkretnych układów jest wciąż daleka. Już w latach osiemdziesiątych zwracano uwagę na to, iż siły grawitacyjne planety generują w dysku fale, wskutek czego traci on symetrię osiową. Nieosiowosymetryczny rozkład gęstości powierzchniowej jest z kolei źródłem momentu siły, który zmienia parametry orbitalne planety. Zgodnie z aktualnym stanem badań, hamujący moment siły generowany na zewnątrz orbity jest większy od rozkręcającego momentu generowanego wewnątrz orbity. Powoduje to stopniowe jej zacieśnianie, którego skala czasowa może być znacznie krótsza od typowego czasu życia dysku. Planety o bardzo krótkich okresach mogły więc powstać w zewnętrznych obszarach dysku, by następnie, pod dyktando dyskowego momentu sił, migrować ku gwieździe centralnej. Wiemy ponadto, że grawitacyjne oddziaływanie planety z dyskiem zmienia nie tylko wielką półoś orbity, lecz także jej mimośród, który w przypadku planet mało masywnych maleje, zaś w przypadku planet o dużych masach — rośnie
z upływem czasu.
| |
|
Artystyczna wizja planety przechodzą-
cej na tle tarczy swego słońca
|
|
Jest też oczywiste, że masa planety migrującej lub planety na orbicie eliptycznej nie podlega tak silnym ograniczeniom, jakie zjawisko otwierania przerwy w dysku nakłada na planetę poruszającą się po ustalonej orbicie kołowej. Jednak nawet w tym ostatnim przypadku możliwe jest osiągnięcie mas większych od oczekiwanych przez teorię klasyczną. W oparciu o uproszczone, jednowymiarowe modele dysków przewidywała ona, że między momentem sił grawitacyjnych planety (który usiłuje otworzyć przerwę) i działającym w dysku momentem sił lepkich (który usiłuje zamknąć przerwę) ustala się równowaga, po osiągnięciu której przepływ materii poprzez przerwę do planety praktycznie ustaje. Jednak w dwuwymiarowych modelach dysku widoczne są wąskie, lecz dość gęste strugi, które wypływają z obu krawędzi przerwy i formują wokół planety wtórny dysk o rozmiarach zbliżonych do rozmiarów jej powierzchni Roche'a (Rys. 3b).
W zakończeniu tej krótkiej relacji o obcych planetach i próbach ich zrozumienia trzeba stwierdzić, że zarówno obserwacje, jak i teoria powstawania układów planetarnych przeżywają okres wyjątkowo burzliwego rozwoju. Najprawdopodobniej już wkrótce rozpowszechnią się nowe techniki obserwacyjne, z których próbkami mieliśmy okazję zapoznać się w listopadzie 1999 r. Dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego1 wykryto wtedy pierwszą planetę okrążającą nie pojedynczą gwiazdę, lecz układ podwójny. Kilka dni później zaobserwowano fotometrycznie tranzyt planety w układzie HD 209458 (patrz — „Rozmaitości” na str. 22–23). Obserwacje tranzytów są szczególnie cenne, ponieważ umożliwiają pomiar średnicy i dokładne wyznaczenie masy planety (to ostatnie — w połączeniu z danymi dopplerowskimi). Planeta w układzie HD 209458 porusza się po kołowej orbicie o promieniu 0,045 j.a. i przy masie 0,63 MJ ma średnicę 1,6 DJ (średnic Jowisza). Niewielka gęstość tego obiektu wskazuje na to, iż jego głównym składnikiem jest gaz. Tak dużych ilości gazu najprawdopodobniej nigdy nie było w tak niewielkiej odległości od centrum układu; tak więc obserwacje HD 209458 wydają się potwierdzać teorię migracji.
Należy też podkreślić, że duże planety na nietypowych orbitach znaleziono u zaledwie kilku procent badanych gwiazd. Może to oznaczać, że większość gwiazd posiada dotychczas niewykrywalne lub trudno wykrywalne układy planetarne podobne do słonecznego. Czy tak jest w istocie, przekonamy się niebawem, gdy techniką tranzytów zaczniemy wykrywać planety wielkości Ziemi, które są i pozostaną poza zasięgiem metody dopplerowskiej.
1Szerzej o zagadnieniu soczewkowania grawitacyjnego piszemy na str. 18 w „Urania – PA” 1/2000. ↑
|
|
