Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 345

Двойные звезды и планеты.

Если третье тело, скажем, планету, поместить на случайную орбиту в двойной звездной системе, то весьма вероятно, что рано или поздно она будет выброшена из этой системы. Однако существуют некоторые семейства динамически устойчивых орбит, на которых планеты могут находиться очень дол го. Тесные двойные могут иметь общую планетную систему, где планеты обращаются по орбитам, воспринимая двойную звезду как единое «ядро». В очень широких двойных каждая из звезд может иметь собственную планетную систему. Но вообще в двойной системе возможны и совершенно особенные типы планетных орбит. Некоторым из них требуются определенные пределы для масс компонентов. Например, если легкий компонент двойной звезды в 26 или более раз уступает по массе более тяжелому компоненту, то возможны орбиты троянского типа. Такие орбиты известны в Солнечной системе и связаны с каждой из планет-гигантов. Астероиды-троянцы движутся вблизи точек равновесия, образующих равносторонний треугольник с двумя более массивными компонентами — Солнцем и планетой-гигантом. Существуют и другие типы стабильных орбит, но мы не станем сейчас углубляться в детали.

Как формируются планеты.

Стандартный сценарий формирования планет (см. главу 29) объясняет особенности Солнечной системы и вообще претендует на универсальность. Деление планет на внутренние каменистые и внешние газовые отражает распределение температуры в прото-планетном диске, а именно — где она выше или ниже необходимой для образования водяного льда. Но в этом сценарии невозможно объяснить формирование гигантских газо-жидких планет близко от звезды. Поэтому экзопланеты с орбитальным радиусом а < 0,4 а. е. представляют серьезную проблему. Еще большей проблемой являются «горячие юпитеры» с а < 0,05 а. е., которые составляют 10 % всех известных экзопланет. Решение этой загадки еще в 1980 году предложили Питер Голдрайх и Скотт Тремейн. Они предположили, что планета, сформировавшись в протопланетном диске, затем могла бы мигрировать в результате обмена моментом импульса между самой планетой и газовым диском. Компьютерное моделирование показало, что такая миграция может происходить быстро. Планета перемещается внутрь, потому что действующий на нее со стороны внешних частей диска тормозящий момент больше, чем ускоряющий момент со стороны его внутренних частей. Эта быстрая миграция (I типа) происходит за время не более одной десятой времени жизни аккреционного диска. Миграция другого рода (II типа) случается, если планета стала настолько массивной, что расчистила пространство вдоль своей орбиты в аккреционном диске. После этого планета перемещается медленно; при низкой вязкости диска ее движение по радиусу может вообще остановиться. Этими процессами можно объяснить, как горячие юпитеры подобрались близко к звездам солнечного типа. Разумеется, должен существовать и механизм остановки миграции, например приливный или магнитный момент сил звезды, создающий внутренний край аккреционного диска, или же полная диссипация самого диска (рис. 32.4).