Планет у парных звёзд больше, чем у одиночных

Планеты в системах двойных звёзд — явление, сначала описанное НФ (Галлифрей, Татуин и пр.) и весьма сдержано воспринимавшееся подавляющим большинством учёных. И не только потому, что в таких системах планетам пророчили очень нестабильные орбиты с неизбежным последующим выбрасыванием в межзвёздное пространство.

Само формирование таких тел считалось невозможным: по расчётам, пара светил должна разгонять планетезимали в своих протопланетных дисках до скоростей, которые не позволяли образование планет на орбитах до нескольких а. е.

Иными словами, даже если планеты в тесных двойных системах и могли сформироваться, они вряд ли могли быть обитаемыми: на нескольких а. е. жизни очень трудно не замёрзнуть от нехватки звёздного излучения. Наконец, астрономы полагали, что если планеты у двойных звёзд и есть, то они вращаются вокруг лишь одной звезды из пары, в то время как вторая по отношению к ней является «посторонней» (планета вокруг неё не обращается; планеты S-класса).


Однако бурная экзопланетная практика быстро показала, что двойные системы больше похожи на предсказания фантастов, нежели на гипотезы большинства астрономов. Начиная с 1990-х, открыта примерно дюжина надёжных планет-кандидатов, вращающихся окрест сразу двух светил, — так называемые планеты с кратной орбитой. Среди них оказались и те, что движутся очень близко от звёзд, то в 2–3 а. е., а то и, как недавно найденный Кеплер-413 b, в 0,3–0,4 а. е. Естественно, пришлось задуматься о том, как, во-первых, их формирование оказалось возможным, а во-вторых, как часто такие «отклонения» случаются. Вопрос имеет отношение не только к двойным звёздам: если планеты могут легко образовываться там, где они, по нынешним представлениям, возникать не должны, значит, надо ревизовать всю теорию их формирования.

На первый вопрос ответ дать легко, надо просто задвинуть его подальше в пространстве и времени. То есть сказать, что планеты-«кратники» появились далеко от своих парных светил, а затем, по неведомым причинам, мигрировали поближе к ним. Поскольку случилось это давно, когда телескопов на Земле не было, то и проверить такие гипотезы проблематично.

Со вторым вопросом сложнее: большинство обнаруженных планет с кратными орбитами найдены методами, которые по определению не позволят обнаружить основную часть их популяции. Это наблюдения за транзитами планет по диску звезды и наблюдения за затменными двойными звёздами. То есть в обоих случаях речь идёт об объектах, находящихся в одной плоскости с нашей системой. Нетрудно догадаться, что на таком хрупком основании статистику не построить.

Поэтому астрономы во главе с Дэвидом Армстронгом (David Armstrong) из Уорикского университета (Великобритания) изобрели собственный метод составления такой статистики. Их инструментом стали двойные затменные звёзды, то есть системы, орбитальная плоскость которых случайно оказалась наклонена к лучу зрения земных астрономов под очень маленьким углом (они как бы развёрнуты к нам ребром). Звёзды в них периодически затмевают друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Этих светил, во-первых, известно не так много, а во-вторых, если в их системе есть лежащая в одной плоскости с ними планета, то обнаружить её довольно легко. В качестве исходного материала использовались открытые публике данные «Кеплера», среди которых уже были найдены несколько планет с кратными орбитами.

Правда, во время анализа статистики по кратными планетам возникли непредвиденные трудности: оказалось, что попутно группа г-на Армстронга открыла три новые планеты-кандидата у парных звёзд. Учёные не стали подробно останавливаться на этом (не входило в задачи работы), но сам факт того, что, разобрав умеренное количество двойных звёздных кандидатов, астрономы вот так сходу нашли три неизвестных объекта, довольно симптоматичен.

Впрочем, это открытие может легко померкнуть на фоне статистики, которую авторы работы полагают своим главным достижением. Как они подчёркивают, все современные гипотезы образования планет с кратными орбитами утверждают, что гравитация пары звёзд должна заставлять их находиться в одной плоскости, а любые планеты с орбитами, наклонёнными относительно орбитальных плоскостей центральной звёздной пары, должны в обозримые сроки выбрасываться из таких систем. По подсчётам, найденное «Кеплером» количество экзопланет двойных затменных звёзд показывает, что такие системы насыщены планетами столь же обильно, как и в случае одиночных звёзд. Или даже чуть больше.

Но учёные не исключают и такой ситуации, когда частота нахождения «кратников» в одной плоскости с парой звёзд отличается от ранее предсказывавшейся. И тогда, пишут они, «частота возникновения планет с кратными орбитами должна быть исключительно высокой — значительно более высокой, чем аналогичная частота для обычных одиночных светил».

Что характерно, особенно много планет выявлено в диапазоне размеров менее шести земных радиусов, обращающихся вокруг родительской пары менее чем за 300 дней. По мнению исследователей, вероятность их возникновения примерно равна 10% в случае, если они в основном встречаются лишь в плоскости вращения родительской звёздной пары. То есть, по современным представлениям, она выше, чем для планет таких же размеров и той же длительности года, но у одиночных звёзд. Ну а если, как и у обычных систем, «кратники» могут вращаться и в плоскости, наклонённой относительно своих звёзд, то таких небольших и сравнительно близких планет у двойных светил много, много больше — вплоть до 47%. Это радикально более высокие цифры, чем то, что мы имеем для систем одиночных звёзд типа Солнца.

По сути, авторы работы дают лишь минимальные значения, нижний, так сказать, их порог. Как мы не раз писали, в данных «Кеплера» практически не разглядеть планеты размером с Меркурий и Марс, и даже что-то типа Земли с Венерой обнаружить непросто: грубо говоря, жирафа с помощью наших нынешних «астробиноклей» заметить всё ещё легче, чем льва, затаившегося в траве. По факту вероятность существования планет умеренных размеров на близких к паре звёзд орбитах может быть даже выше указанного диапазона в 10–47%.

В то же время получилось, что на орбитах ближе 300 дней (а именно они более всего интересовали исследователей) газовые гиганты вокруг пары звёзд вращаются существенно реже, чем у светил-одиночек. По мнению группы г-на Армстронга, это может объясняться вышеуказанной проблемой скоростных планетезималей, делающих образование гигантских экзопланет поблизости от светила затруднительным. Основная часть планет-гигантов возле парных звёзд может вращаться на значительном удалении от центральной пары (в десятки а. е.), которое затрудняет их обнаружение.


Кроме того, в системах, где звёзды слишком близки друг к другу (обращаются вокруг общего центра тяжести, менее чем за неделю), планеты-«кратники» не обнаруживаются, хотя причину этого пока трудно назвать.

Итак, умеренных размеров Татуины и Галлифреи — явления, которые, скорее всего, не менее распространены, чем планеты вроде нашей с вами. Это довольно значительное отличие от недавнего научного консенсуса и, определённо, существенный вызов для тех, кто пытается рассчитать потенциальную обитаемость таких миров. Из маргинальных и редких явлений они могут перейти в разряд самых обыкновенных миров, а значит, и определение зон обитаемости для них — весьма насущная задача.