Астрофизики объяснили, почему океан магмы удерживает атмосферу экзопланет

Данные космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST) поставили перед планетологами теоретическую проблему. Наблюдения за каменистыми экзопланетами за пределами Солнечной системы показали результаты, которые прямо противоречили базовым теоретическим расчетам.

На сверхгорячих планетах, температура поверхности которых превышает 1500-2000 кельвинов, приборы зафиксировали признаки плотных газовых оболочек. Эти миры (в частности, 55 Рака e и TOI-561 b) обращаются вокруг своих звезд на минимальном расстоянии — их орбитальный период составляет менее суток. Они подвергаются экстремальному нагреву и воздействию жесткого излучения, которое, согласно прежним теориям, должно было полностью разрушить любую атмосферу за миллионы лет.

В то же время на планетах с гораздо более умеренным климатом, обращающихся вокруг красных карликов (таких как TRAPPIST-1 b и c, LHS 3844 b, GJ 1132 b), атмосферы обнаружить не удалось. Телескоп зафиксировал тепловое излучение, свойственное открытой каменной поверхности. Эти планеты находятся дальше от своих звезд, получают существенно меньше тепла, однако их газовая оболочка полностью уничтожена.

Группа астрофизиков из Стэнфордского университета, Чикагского университета и других научных центров под руководством Бэррона Нгуена (Barron K. Nguyen) опубликовала в журнале The Astrophysical Journal Letters исследование, объясняющее этот феномен. Авторы показали, что устойчивость атмосферы каменистой планеты определяется не только внешним воздействием звезды, но и фазовым состоянием мантии самой планеты — тем, находится ли силикатная порода в расплавленном или твердом состоянии.

Почему не сработала классическая концепция «космического берега»

С 2017 года в планетологии доминировала концепция «космической береговой линии», предложенная американскими исследователями Кевином Занле и Дэвидом Кэтлингом. Эта модель проводила единую границу между телами, обладающими атмосферой, и безатмосферными объектами.

В основе классической модели лежал баланс двух факторов:

• Гравитация планеты (вторая космическая скорость, v_esc): сила, с которой масса планеты удерживает молекулы газа вблизи своей поверхности.
• Поток высокоэнергетического излучения звезды (XUV — рентгеновские и ультрафиолетовые лучи): энергия, которая нагревает верхние слои атмосферы, заставляя газы расширяться и улетать в космическое пространство. Этот процесс называется гидродинамическим убеганием.

В Солнечной системе это правило работало без сбоев. Земля и Венера обладают высокой массой и находятся на относительно безопасном удалении от Солнца — они сохранили плотные атмосферы. Марс, обладая меньшей массой, не смог удержать большую часть газов, а Меркурий, лишенный гравитационного запаса и расположенный слишком близко к Солнцу, полностью лишился газовой оболочки.

Однако наблюдения JWST показали, что переносить эту схему на другие звездные системы нельзя. Классическая модель рассматривала планету как пассивный твердый шар, удерживающий газовый слой. Она не учитывала внутреннюю термодинамику планет, свойства жидкого расплава пород и химический обмен между недрами и атмосферой.

Физика расплавленных недр: как жидкость удерживает газ

Главное открытие нового исследования заключается в том, что жидкая силикатная мантия (океан магмы) способна эффективно удерживать в себе газы.

В период формирования любая каменистая планета разогревается до температур в тысячи градусов и полностью плавится. В расплавленном силикатном материале прекрасно растворяются основные летучие соединения — прежде всего вода (H₂O) и углекислый газ (CO₂).

Растворимость газов в жидком расплаве зависит от давления и температуры. Чем выше давление на границе раздела расплава и атмосферы, тем больше газа переходит в жидкую фазу. При этом устанавливается строгое количественное соотношение между массой газа в атмосфере и массой газа, растворенного в недрах планеты.

Расчеты авторов показывают следующее распределение:

• Для планеты земной массы с полностью расплавленной мантией при давлении водяного пара на поверхности всего в 0,01 бара масса воды в атмосфере составляет около 5 x 10¹⁶ килограммов.
• При этом масса воды, растворенной в глубинах океана магмы, достигает 2 x 10¹⁹ килограммов.

Так, в атмосфере находится лишь четверть процента от общего запаса воды на планете. Остальные 99,75% распределены по всему объему жидкой мантии.

На планетах, расположенных очень близко к звездам, мощный приток тепла поддерживает мантию в расплавленном состоянии на протяжении нескольких миллиардов лет. В результате возникает эффект саморегуляции:

• Жесткое излучение звезды непрерывно разрушает внешние слои атмосферы, сдувая молекулы в космос.
• Давление атмосферы на поверхность начинает снижаться.
• Падение давления нарушает термодинамическое равновесие, и жидкая магма начинает выделять растворенный газ наружу, восстанавливая атмосферу.
• Поскольку подавляющая часть газов скрыта в толще расплавленной мантии, звезда не может уничтожить весь запас сразу. Потери происходят медленно, малыми порциями.

Авторы назвали эту область параметров «космической песчаной косой». Это первая, внутренняя граница удержания атмосферы. Находясь на ней, сверхгорячие планеты могут сохранять наблюдаемую атмосферу миллиарды лет за счет непрерывного поступления газов из расплавленных недр.

Затвердевание мантии и появление «безатмосферной долины»

Принципиально иные процессы происходят на планетах, которые находятся чуть дальше от звезды. На определенном расстоянии тепла от светила становится недостаточно для поддержания постоянного плавления. Температура падает ниже точки плавления силикатных минералов (около 1400 кельвинов), и мантия начинает остывать и затвердевать.

Этот фазовый переход приводит к полной потере атмосферы:

• Падение растворимости: Твердая кристаллическая решетка силикатных минералов не способна удерживать растворенные газы в тех объемах, в которых их удерживала жидкая магма.
• Массовая дегазация: По мере того как фронт кристаллизации поднимается от ядра к поверхности, застывающая порода принудительно вытесняет почти весь запас растворенной воды и углекислого газа наружу.
• Концентрация газов на поверхности: За относительно короткий срок (от десятков до сотен миллионов лет) весь летучий запас планеты оказывается в атмосфере. В недрах больше не остается скрытого резерва.
• Быстрое разрушение атмосферы: В этот же период молодая родительская звезда находится на пике своей активности. Жесткое ультрафиолетовое излучение расщепляет молекулы воды на водород и кислород. Легкий водород моментально улетучивается в космическое пространство на высокой скорости. Поток водорода механически захватывает и уносит за собой более тяжелые атомы кислорода и углерода.

Поскольку подпитки из недр больше нет, планета теряет всю толщу атмосферы за геологически короткое время.

Так формируется «безатмосферная долина» — диапазон расстояний от звезды, где планеты неизбежно превращаются в сухие каменные шары. К этой категории относятся планеты TRAPPIST-1 b и c, LHS 3844 b и GJ 1132 b. Они остыли слишком рано, выбросили весь газ в атмосферу и потеряли его под действием высокоэнергетического излучения молодых звезд.

Внешняя граница: классическое сохранение атмосфер

Третья зона начинается там, где поток разрушительного излучения звезды падает до безопасных значений. Это и есть классическая «космическая береговая линия», скорректированная авторами исследования.

На таких расстояниях мантия планеты также полностью затвердевает, а газы выходят на поверхность при застывании. Однако интенсивность звездного ветра и ультрафиолетового излучения здесь слишком мала, чтобы вызвать масштабное гидродинамическое убегание.

Выделившаяся атмосфера стабилизируется, охлаждается и сохраняется на протяжении миллиардов лет. В Солнечной системе в эту область попали Земля и Венера. Среди известных экзопланет ярким примером выступает планета LHS 1140 b, на которой спектральные данные указывают на наличие вторичной стабильной атмосферы, богатой азотом и углекислым газом.

Различия между солнцеподобными звездами и красными карликами

Исследование показало существенную разницу в эволюции атмосфер в зависимости от типа родительской звезды.

Звезды классов G и K (желтые и оранжевые карлики, подобные Солнцу):

• Фаза высокой активности и жесткого излучения у них коротка — она длится всего около 100 миллионов лет.
• Высокая интегральная светимость позволяет близким планетам оставаться расплавленными очень долго.
• В таких системах область «песчаной косы» стабильна, и близко расположенные суперземли сохраняют плотные атмосферы на протяжении более пяти миллиардов лет.

Звезды класса M (красные карлики):

• Период высокой вспышечной активности и интенсивного ультрафиолетового излучения у них затянут и длится от одного до трех миллиардов лет.
• При этом общее количество тепла (видимого и инфракрасного излучения), выделяемого звездой, невелико.
• Планеты вокруг красных карликов остывают и затвердевают быстро, попадая под многомиллиардолетний поток жесткой радиации.

По этой причине у красных карликов естественное формирование устойчивой внутренней «песчаной косы» практически невозможно. Планеты вокруг них почти всегда теряют атмосферу и попадают в «безатмосферную долину», если только в системе не действует дополнительный источник нагрева.

Роль приливного трения в многопланетных системах

Единственным механизмом, способным спасти атмосферу близкой планеты у красного карлика, является гравитационный приливный нагрев.

Если каменистая планета находится в компактной многопланетной системе, где орбиты нескольких планет расположены близко друг к другу (как в системе TRAPPIST-1), гравитационные взаимодействия между соседями не позволяют орбите стать идеально круглой. Возникает постоянный эксцентриситет (вытянутость) орбиты.

Двигаясь по вытянутой орбите, планета то приближается к звезде, то удаляется от нее. Гравитационное поле звезды периодически деформирует тело планеты, сжимая и растягивая его. Это создает трение во внутренних слоях породы — процесс, аналогичный тому, который разогревает недра спутника Юпитера Ио.

Приливное трение способно выделять достаточное количество тепла, чтобы поддерживать мантию планеты в полурасплавленном состоянии на протяжении миллиардов лет даже вокруг относительно холодного красного карлика. Это смещает границы «безатмосферной долины» и позволяет удерживать плотную атмосферу за счет постоянного растворения и восполнения газов.

Значение для астрономии и будущих космических миссий

Выводы группы Нгуена меняют научные подходы к поиску и интерпретации внеземных атмосфер.

Во-первых, пересматривается само понятие «зоны обитаемости». Ранее считалось, что достаточно найти каменистую планету с умеренной температурой, чтобы рассчитывать на наличие атмосферы и жидкой воды. Новая модель доказывает, что умеренная температура может быть опасным фактором: если затвердевание планеты совпало по времени с активной фазой излучения звезды, атмосфера была уничтожена без возможности восстановления.

Во-вторых, меняется стратегия выбора целей для космических телескопов следующего поколения — таких как обсерватория Habitable Worlds Observatory (HWO) и телескоп «Нэнси Грейс Роман». Ученым необходимо в первую очередь обращать внимание на:

• возраст звездной системы и историю ее вспышечной активности;
• наличие соседних планет и параметры их орбитальных резонансов;
• массу планеты: расчеты показывают, что планеты с массой менее 0,5-0,8 массы Земли остывают слишком быстро и практически не имеют шансов сохранить воздух при среднем уровне облучения.

В-третьих, меняется отношение к раскаленным лавовым мирам. Ранее они считались бесперспективными объектами для исследований. Теперь понятно, что их атмосферы представляют собой уникальные окна в геохимию недр. Поскольку газы на таких планетах непрерывно выделяются из расплавленной силикатной массы, спектральный анализ их атмосфер позволяет напрямую определять химический состав первичных пород и распределение элементов в других звездных системах.

Устойчивость планетной атмосферы перестала быть задачей одной лишь звездной астрономии. Судьба газовой оболочки определяется сложной цепочкой процессов, в которой физика звездных вспышек неразрывно связана с геологической эволюцией и плавлением глубинных пород каменистого мира.

По материалам: iXBT