Kepler-36 näitab, et planeedisüsteemid on vähem ettearvatavad, kui me arvasime

Koostöö Brandon Weigeliga

Eksoplanetoloogia esimestel aastatel teadsid astronoomid ainult ühte mitme planeedi süsteemi: Päikesesüsteemi. Neil olid muidugi simulatsioonid ja mudelid, kuid kogu 1990. aastate jooksul põhines nende mudelite taga olev teooria peamiselt meie enda planeedisüsteemil. Isegi ilma muude andmepunktideta tundus siiski mõistlik oletus, et enamik teisi eksoplaneetide süsteeme on üles ehitatud meie oma moodi: vastuvõtva tähe lähedal tiirlevate maapealsete planeetide komplekt, mille Jupiterile ja Saturnile sarnased hiiglaslikud planeedid tiirlevad kaugemal.

See paradigma hakkas murenema 1990ndate keskel, kui kuuma Jupiter 51 Pegasi b avastus pööras tavapärase tarkuse pähe. Massiivsed gaasihiiglased ei tohiks lihtsalt orbiidil liikuda nii, et nad läheksid oma staaride lähedale! Aeglaselt, kuid kindlalt on paljud meie oletused planeedisüsteemide struktuuri kohta osutunud täiesti valeks, kuna avastame vastupidiseid näiteid planeedi moodustumise pikaajaliste ideede kohta.

Tänu Kepleri kosmoseteleskoobile tunneme multiplanetaarseid süsteeme nagu Kepler-62, millel on viis kinnitatud eksoplaneeti. Isegi see süsteem pole kuigi salapärane - võrreldes meie teistega. Kujutise krediit: NASA

Üks viimaseid üllatusi tiirleb subgiantähe Kepler-36 ümber. See ei ole üks planeet, vaid kaks - eksoplaneedid nimega Kepler-36b ja Kepler-36c, mille poolsuunalised teljed on 0,115 AU ja 0,128 AU. See tähendab, et kaks eksoplaneeti on pakitud äärmiselt lähestikku. See iseenesest pole liiga omapärane; kummaline on see, et kaks planeeti peaksid olema üsna sarnased, pärinedes protoplanetaarse ketta samast piirkonnast - kuid nad ei ole sellised. Üks on tihe, Maa-sarnane maapealne planeet, teine ​​aga vesiniku ja heeliumi gaasilise ümbrisega mini-Neptuun.

Kuidas moodustuvad kaks täiesti erinevat eksoplaneeti põhimõtteliselt samas kohas? See on hea küsimus - ja selle vastus osutub ülioluliseks meie arusaamisel, miks eksoplaneedid on nii jahmatavalt mitmekesised. Koos Brandon Weigeliga uurin sel nädalal veidi seda, miks võivad universumi planeedisüsteemid olla mitmekesisemad, kui me arvasime.

Mitmeplanetaarsete süsteemide leidmine on keeruline!

Kepler vaatles vaid väikest osa galaktikast, kuid see avastas ikkagi tuhandeid eksoplaneete.

Oma üheksa-aastase missiooni jooksul jälgis Kepleri kosmoseteleskoop Päikese lähedal üle poole miljoni tähe. Kepler kasutas eksoplaneetide tuvastamiseks transiidimeetodit. See otsis väikseid tähe heledust. Kui need tilgad regulaarselt kordusid, oli kindel tõendusmaterjal, et nende põhjustajaks oli Kepleri ja tähe vahel orbiidil olev eksoplaneet. Tavaliselt on eksoplaneedi kandidaadi jaoks andmete kammimine sama lihtne kui selgete perioodidega languste otsimine; näete iga komplekti lünki transiitvedude vahel.

Mitme mööduva eksoplaneediga tähtede puhul muutuvad asjad siiski keeruliseks. Need süsteemid tekitavad tavaliselt segamini valgustatud kõveraid, mida võib kergesti segi ajada muude nähtustega, näiteks tähepunktidega - või võib transiitidest üldse mööda minna. Kepler-36 puhul oli lisanduv probleem. Kaks eksoplaneeti on teineteisele üsna lähedal ja seetõttu tekitavad nad transiidi ajastamise variatsioone ehk TTV-sid - muutusi transiidi eeldatavates aegades, mis on põhjustatud nende vastastikusest gravitatsioonilisest tõmbejõust.

Joonis 1, Carter jt. 2012. Teleskoobi toodetud toores valguse kõver (ülalt) näeb välja juhuslikke langusi, kuid tööl on midagi selgelt juhuslikku: kaks läbitavat eksoplaneeti, Kepler-36b (vasakul allpool) ja Kepler-36c (all paremal).

Algselt jättis Kepleri kasutatud otsingu algoritm täielikult Kepler-36b, mis tekitas vaid umbes 17% tugevusi, kui Kepler-36c. Teine algoritm, mis võtab potentsiaalseid TTV-sid arvesse, püüdis selle lõpuks kätte, paljastades palju rikkama süsteemi, kui astronoomid algselt arvasid (Carter jt 2012). Tegelikult olid need televiisorid, mis polnud kaugeltki ähvardus, teabe aare. Tavaliselt annavad üksiku eksoplaneetide kaudu toimuvad transiidid ainult raadiuse hinnangu, kuid TTV-d võimaldasid meeskonnal modelleerida erinevate proovimasside jaoks planeetide vahelisi gravitatsioonijõude - ja seega tuletada nende tegelikud massid, mis omakorda andis akna eksoplaneetidesse. kompositsioonid.

Esialgsed vaatlused näitasid Kepler-36b ja Kepler-36c massideks vastavalt 4,45 ja 8,08 maapinna massi ning vastavad raadiused 1,486 ja 3,669 maaraadiustel. Lihtne arvutus näitab tihedusi 7,46 grammi kuupsentimeetri kohta - natuke tihedam kui Maa - ja 0,89 grammi kuupsentimeetri kohta, mis on Saturni lähedal. Mõju oli selge: Kepler-36b on kivine maailm, milles on raudrikas tuum, samas kui Kepler-36c on rikas lenduvate ainete poolest ja hoiab atmosfääri, mis koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist.

Joonis 3, Carter jt. 2012. Andmepunktide joonistamine massiraadiuse diagrammil näitab, et Kepler-36b on põhja lähedal kivine maailm, ülaosa lähedal olev Kepler-36c on aga gaasiline.

See oli üllatus. Hoolimata sellest, et nad tiirlesid üksteisest vaid 0,01 AU, oli sisemaailm peaaegu üheksa korda tihedam kui tema väline kaaslane. Planeedisüsteemi moodustamise traditsioonilised mudelid ennustavad, et selline tohutu lahknevus peaks olema võimatu. Kaks eksoplaneeti peaksid olema üksteisega üsna sarnased. Kuid andmed rääkisid hoopis teise loo.

Ürgprobleemi ürgne lahendus

Astronoomid polnud mõistatuse poolt täielikult hävinud. Carter jt. lühidalt kaalus probleemi kahte võimalikku lahendust: migratsioon või atmosfääri erosioon. Rändehüpotees, mis töötati algselt välja kuumade Jupiterite ootamatu paigutuse selgitamiseks, viitab sellele, et protoplaneetilistesse ketastesse põimitud eksoplaneedid võivad dramaatiliselt liikuda välimistest piirkondadest tähe ümber olevateks lähedasteks orbiitideks. Selle võib käivitada loodete vastasmõju kettaga või häiringud teiste planeetidega. Selle stsenaariumi korral oleks Kepler-36c jõudnud kaugele, kus ta aktiveeriks lenduvaid osakesi ja olulist vesiniku / heeliumi ümbrist, enne kui ta oleks oma põhitähe ümber tihkele orbiidile liikunud.

Lopez & Fortney 2013 olid huvitatud teise võimaluse uurimisest. Igasuguse kuju ja suurusega protoplaneedid võivad varases elus aktiveerida suuri vesiniku ja heeliumi ümbrisi, kuid vastuvõtva tähe lähedal asuvad väikesed, väikese massiga planeedid kaotavad selle atmosfääri sageli, säilitades rasked gaasid nagu hapnik ja lämmastik. Äärmiselt ultraviolettkiirgusega (XUV) kiirgus ioniseerib atmosfääri atmosfääri gaasi ja soojendab seda; see efekt - nn fotoaurustumine - avaldub kergematel molekulidel, näiteks vesinikul ja heeliumil, ja nii kaotavad kehad, mis kogevad suurt XUV-voogu, need gaasid üsna kiiresti.

Joonis 2, Lopez ja Fortney 2013. Astronoomid viisid Kepler-36 süsteemi selgitamiseks läbi 6000 simulatsiooni tuumamasside, voogude, kompositsioonide ja termiliste inertside vahemiku kohta.

Kepler-36b ja Kepler-36c on siiski üsna lähestikku ja kui migratsiooni ei toimuks, oleks nad pidanud saama sama palju XUV-voogu. Mis võib põhjustada suurema osa atmosfääri kaotamise? Lopez ja Fortney väitsid, et üks lihtne algtingimus võis olla erinev: tuumass. Võimalik, et Kepler-36b alustas algul pisut vähem massiivse protoplaneedina kui tema naaber, mis tähendab, et sellel oli vastavalt väiksem põgenemiskiirus ja nii oli tal lihtsam gaasi kaotada.

Teoreetikud otsustasid selle proovile panna. Nad jäljendasid suurt hulka eksoplaneetide mudeleid, hõlmates laias valikus tuumamasse ja kompositsioone. Pärast fotoevaratiivsete kadude simuleerimist 7 miljardi aasta jooksul - süsteemi vanuses - leidsid nad parameetrid, mis reprodutseerisid eksoplaneetide tuletatud omadusi. Kepler-36b sai alguse põhimassist 4,45 maakera massiga - umbes sama palju kui selle praegune mass - ning kaotas esimese 100 miljoni aasta jooksul dramaatiliselt palju vesinikku ja heeliumi. Kahe miljardi aasta pärast oli vesiniku / heeliumi ümbris täielikult kadunud.

Joonis 1, Lopez ja Fortney 2013. Kepler-36b ja Kepler-36c, alustades samast kompositsioonist, arenesid nende moodustumise esimese saja miljoni aasta jooksul täiesti erineval viisil.

Kepler-36c seevastu säilitas märkimisväärse hulga oma ümbriku pärast alustamist tuumamassiga 7,4 Maa massi. Tänu fotoaurutamisele kaotas see massi, kuid palju aeglasemalt ja mitte nii dramaatiliselt. See laskis sellel lõpuks Neptuuni-laadse objektina vesiniku / heeliumi atmosfääriga, mis on naabriga võrreldes palju erinev. Isegi kui kaks planeeti algasid sama koostisega - 22% vesinikku ja heeliumi -, oli tuumumassi erinevusest piisav, et saata neid kahel täiesti erineval teel.

Mida see tähendab eksoplanetoloogia jaoks?

Põhimassihüpotees on äärmiselt ahvatlev. Kui see on tõsi, tähendab see, et juhuslikkus protoplanetaarsetes ketastes võib loomulikult kujundada süsteeme mitmel erineval viisil. Sellise tiheduse erinevuse selgitamiseks kaob vajadus migreerumise järele - delikaatne protsess. Lõpuks peaks see olema võimalik igas protoplanetaarses süsteemis - see on õnneks, kuna sama kummalist tiheduse kontrasti on sellest ajast alates täheldatud ka teistel eksoplaneetide paaridel (vt Kipping jt 2014). Praegu võib Kepler-36 süsteemi selgitamine olla eesrindlik.

Sõltumata selle kummalise eksoplaneetide paari taga olevast mehhanismist, näitavad need, et eksoplaneetide süsteemid võivad olla väga mitmekesised. Ma ei taha öelda, et masside, kompositsioonide ja orbiitide mis tahes kombinatsioonid võivad eksisteerida, kuid me peaksime ikkagi ootama eksootiliste süsteemide avastamist, mis poleks näiteks Star Warsis paigas. Ei oleks välistatud, et džunglimaailmas elavad liigid hüppavad kosmoselaevale ja reisivad mõne kuu pärast lähedalasuvasse väikesesse gaasihiiglasse.

Kas olete endiselt huvitatud sellest, millistest eksootilistest süsteemidest ma räägin? Brandon Weigel kirjutas vinge artikli eksoplaneetide kohta, mida võite leida - ookeanimaailmad, raudplaneedid ja palju muud. Vaata järgi!