Планетарні системи від хаосу до стабільності для науки
Вивчення позасонячних планетних систем виявляє дивовижну динамічну поведінку. Початковий хаотичний режим може поступитися місцем стабільним конфігураціям до появи фізико-хімічної складності і, зрештою, життя.
Планетарні системи, виявлені в останні роки, не залежать від тих самих механізмів стабільності, що й ті, що працюють у нашій Сонячній системі. Вони часто демонструють хаотичну еволюцію, яка може призвести їх або до розпаду, або до встановлення інших механізмів стабілізації
Для того, щоб життя могло розвиватися на планеті з атмосферою, необхідні хороші хімічні та фізичні умови. Крім того, здається розумним вимагати, щоб ці умови продовжувались повільно змінюватися протягом тривалих періодів часу, можливо, принаймні сотні мільйонів років.
Для цього еволюція рухів планети, про яку йде мова, у її планетарній системі, тобто її динаміка, повинна бути регулярною. Довгий час єдиною відомою планетною системою була Сонячна система зі стабільністю та регулярністю, якщо не вічною, то принаймні незапам’ятною. Але відкриття планет, чужих Сонячній системі, спочатку навколо нейтронної зірки в 1992 році, а через три роки навколо сонячного типу 51 Пегаса, оживило надію на відкриття інших населених земель. З тих пір було виявлено близько 110 позасонячних планет, також відомих як екзопланети. Завдяки упередженості, пов’язаній із методами спостереження, переважна більшість із них - гігантські газові планети, подібні до Юпітера, і дуже близькі до своєї зірки. У декількох випадках навколо однієї зірки було виявлено дві, а іноді і три планети. На сьогодні визначено чотирнадцять багатопланетних систем. Ці системи, що складаються з декількох планет-гігантів, виявили несподівану динамічну поведінку, різноманітну та багату на уроки.
Зокрема, вивчення динаміки позасонячних планетних систем та їх стійкості дає змогу вказати різні умови, необхідні для виникнення та розвитку фізико-хімічної складності та, зрештою, появи життя. Це обмеження динамічного характеру, оскільки ступінь динамічної стійкості планетарної системи обумовлює її майбутнє протягом тривалих періодів часу.
Перша процесія планет, що обертаються навколо зірки сонячного типу, υ-Андромеди, була ідентифікована в 1999 році. Ця яскрава зірка, розташована в 44 світлових роках від Землі, супроводжується трьома планетами, близькими до маси Юпітера. Вони дуже близькі до зірки: якби ці гігантські планети належали до Сонячної системи, перша була б ближче до Сонця, ніж Меркурій, а остання розташовувалася б на рівні головного поясу астероїдів, між Марсом і Юпітером. !
Дивовижні системи
Така близькість породжує гравітаційні взаємодії набагато інтенсивніші, ніж ті, що працюють у Сонячній системі. Близькі та повторювані проходи масивних планет спричиняють значні відхилення в їх траєкторіях і порушують орбіти, спричиняючи безладний балет. Такі кумулятивні взаємодії, таким чином, призводять до нестабільності та хаотичної поведінки. Така доля системи υ-Андромед. Наші перші моделювання показали, що траєкторії руху планет такі ж нерівні і заплутані, як кулі вовни (див. Малюнок 3). Орієнтація орбітальних площин планет і ексцентриситет їх орбіт швидко змінюються і, мабуть, нестабільно.
Найбільш широко застосовуваний метод виявлення екзопланет, відомий як радіальні швидкості, не може визначити відносні нахили орбіт планет. Тоді їх маси загалом відомі лише фактору, який точно залежить від нахилу. У випадку з системою υ-Андромеди, гра на ці два параметри (масу та нахил) така, що існує внутрішня невизначеність щодо ієрархії мас планет. Однак варіацій маси та нахилів достатньо, щоб під час моделювання викликати дуже різну поведінку з точки зору стабільності. Таким чином, інвертуючи ієрархію мас планет, можна змоделювати вигадану систему настільки нестійку, що вона розпадається, викидаючи свою зовнішню планету за кілька тисячоліть! За інших умов масового розподілу, які є більш сприятливими для стабільності, земна планета, подібна до Землі, вставлена між двома зовнішніми гігантами, буде викинута менш ніж за 40 000 років.
Насправді υ-Andromedae представляє поведінку, яка швидко стає хаотичною при всіх варіаціях параметрів навколо спостережуваних значень. Середня тривалість стабільного режиму цієї системи насправді становить близько декількох сотень років. Ця хаотична поведінка повністю перерозподіляє значення орбітальних параметрів кожної планети за кілька тисяч років, тривалість набагато менша за сто мільйонів років стабільності, забезпеченої нашій Сонячній системі. !
Це не стосується певних нових планетних систем: вони більше не зводяться до проблеми двох порушених тіл. Дивно, але ці справжні проблеми з тілом n (принаймні три) демонструють інші основні структури та механізми, які, тим не менше, призводять до стабільності. Система Gliese 876 є прекрасним прикладом цієї несподіваної ситуації. Він складається з двох гігантських планет, неймовірно близьких до зірки, перша трохи більше десятої частини астрономічної одиниці (астрономічною одиницею є середня відстань від Землі до Сонця), друга n 'трохи більше, ніж удвічі більше геть. Хоча ці планети приблизно в десять разів ближче до центральної зірки, ніж дві зовнішні планети системи υ-Андромеди, інтенсивні гравітаційні взаємодії не зруйнували згуртованість цілого. Орбіти майже періодичні і малюють круглі за круглими добре розмежовані тори (див. Малюнок 4).
Зіткнувшись з дивовижною поведінкою цих двох систем, наша команда провела систематичне теоретичне вивчення динамічних тенденцій, прийнятих планетарними системами, як спостережуваними, так і фіктивними. Ми досліджуємо різні динамічні особливості поведінки, змінюючи маси та параметри, що визначають геометрію орбіт. Останні оцінюються на невеликих ділянках траєкторії, локально асимільованих до звичайної еліптичної орбіти, що характеризуються такими елементами, як напівголова вісь, ексцентриситет або нахил. Тому можна вивчити клас планетних систем, з яких спостерігався лише один зразок, або навіть дану категорію апріорі, та визначити умови її стійкої стійкості. Таким чином, ми зможемо дійти до класифікації планетних систем на основі динамічних критеріїв.
Критерії стійкості
Ми вивчаємо геометричні критерії стійкості за процедурою, відомою як “глобальна динаміка у просторі параметрів”. Наша команда розробила метод, який добре підходить для систем з великою кількістю ступенів свободи, що дозволяє знаходити стабільні та нестабільні траєкторії, кількісно визначати ступінь нестабільності та розрізняти регулярну та хаотичну поведінку. Ми обчислюємо, чи є система стабільною, нестійкою чи хаотичною, змінюючи геометричні параметри орбіт разом попарно, 12 для 2 планет. Ці глобальні моделювання можуть, наприклад, виявити в просторі параметрів зони високої нестабільності, що оточують долину стабільності. Зв'язуючи ці результати для різних пар параметрів, ми визначаємо можливі зони стійкості для всіх початкових конфігурацій планетарної системи.
Спочатку виявилося, що розподіл стабільної та нестабільної поведінки вкрай нелінійно залежить від співвідношення маси планет та їх відносних нахилів. Невелика зміна цих параметрів може призвести до різкої зміни динамічного режиму. Більш загально, наша робота вказує на те, що тривалість життя планетних систем неймовірно чутлива до їх динамічної структури, тобто до спільних даних розподілу планет і певного механізму стабілізації.
Тонко налаштовані механізми
Нові планетарні системи забезпечують джерело природних випробувань для порівняльних досліджень довготривалої динамічної стабільності. У багатьох випадках орбіти планет дуже сильно ексцентричні і дуже близькі до зірки, що незвично і ставить під сумнів класичний сценарій формування планет-гігантів. Ці системи з високим гравітаційним режимом виявляють існування тонко регульованих механізмів стійкості, що дуже відрізняються від кеплерівської моделі.
Яскравим прикладом цього є умови стабільності системи hd 160691. Сюди входили б дві планети в один-два рази масивніші за Юпітер, орбіти яких дуже видовжені (ексцентриситети становлять 0,3 та 0,8 відповідно проти 0,048 для Юпітера). Однак стабільність цієї апріорно тендітної системи зберігається завдяки точному регулюванню параметрів орбіти.
У Сонячній системі планети описують еліптичні орбіти, на яких Сонце займає фокусну точку. Орбіти двох резонансних планет-гігантів, Юпітера і Сатурна, витягнуті в одному напрямку, тобто точки найбільш віддалених від Сонця орбіт - афелії (або апоастри) знаходяться з одного боку зірки . Така конфігурація називається апсидальним вирівнюванням. У системі hd 160691 орбіти, навпаки, розподілені по обидва боки зірки, в апсидальному антивирівнюванні (див. Рисунок 6). Крім того, внутрішня планета робить два оберти, тоді як зовнішня робить один, тобто вони знаходяться в резонансі 2: 1. У цій конфігурації планети ніколи не проходять разом у точках своїх орбіт. Відповідні найближчі до зірки ( периферії). При хорошому "вихідному" положенні двох планет, наприклад, кожної в апоастро одночасно, проходи, близькі до планет у їхніх периферіях, ніколи не відбуваються; це дозволяє уникнути надмірних гравітаційних взаємодій, які можуть дестабілізувати систему. Цей стабілізуючий резонансний механізм тим більш виражений, що ексцентриситет орбіт великий, тобто, коли еліпси видовжені.
На цю конструкцію накладається інший механізм, щоб увічнути стабільність цілого. Загалом, завдяки гравітаційній взаємодії між планетами, орбітальні площини здійснюють прецесійний рух: основні осі орбіт описують конуси під час обертання навколо зірки. Дивно, але у випадку з системою hd 160691 площини двох орбіт виконують синхронний прецесійний рух. Це явище, яке називається світським апсидальним резонансом, підтримує з часом стабілізуючий ефект резонансу 2: 1. На завершення дві орбітальні площини можуть утворювати значний кут між ними, наприклад 60 градусів. Для порівняння, нахил орбітальних площин у Сонячній системі не перевищує кількох градусів (крім 17 градусів Плутона). Моделювання показало, що весь цей механізм стабілізації працює для широкого діапазону відносних нахилів між орбітами. Сліди траєкторій можуть навіть перетинатися, і ми впевнені, що незабаром ми відкриємо системи, планетарні траєкторії яких утворюють розетки з переплетеними еліпсами. !
Такий бестіарій, породжений різноманітними орбітальними конфігураціями та деякими конструктивними резонансами, очевидно, багатший, ніж приватний випадок планетарної системи hd 160691. Це нова можливість стабільного режиму, незважаючи на тісні орбіти навколо зірки та великі маси, що взаємодіють. Цього року подібні механізми були відкриті в трьох інших системах, зокрема в системі 82943 hd, китайсько-японською командою Цзі Цзяньхуей. Якщо вони виявляться легіонами, це буде коперніканською міні-революцією: структура Сонячної системи з орбітами, вкладеними як російські ляльки (крім Плутона, який можна вважати астероїдом), стане особливим випадком величезне різноманіття орбітальних композицій. З іншого боку, планети, виявлені в подвійних зоряних системах, можуть становити інший клас некоперніканських систем. Наприклад, в системі Gamma Cephei екзопланета обертається навколо однієї зірки, тоді як дві зірки обертаються навколо одна одної (див. Малюнок 5).
Природний відбір
Чи існують систематичні процеси еволюції планетних систем до таких виняткових механізмів і конфігурацій, як ті, що згадувались раніше, чи спостерігаються планетарні системи представляють лише певний клас систем, які пережили розпад? Він ставить питання про природний відбір планетних систем.
Багатство та різноманітність динамічних структур 14 багатопланетних систем, що спостерігаються на сьогодні, порівняно з класами систем, які можна побудувати теоретично, дають змогу окреслити класифікацію планетних систем. Наприклад, динамічна схожість чотирьох апсидальних систем вирівнювання зі світським резонансом робить цю конфігурацію певним класом. Чи походження цього класу полягає у сценарії формування або в еволюції цих систем? Здається дуже малоймовірним, що планетарні системи можуть об’єднати від свого утворення всі характеристики, необхідні для стабільності, такі як резонанси 2: 1, світські резонанси або навіть сприятливі вихідні положення планет. Це, безумовно, є результатом механізмів “резонансного захоплення”, за допомогою яких системи набувають стійкості. Але для більшості з них, не досягнувши цих меж стабільності, вони приречені на швидкий розпад. У цьому "природному відборі" планетних систем ми можемо зробити ставку на більшу частку невдач, ніж на успіхи. !
Здається, цей відбір очолює хаотичний режим. Насправді в такому режимі система швидко проходить через усі можливі динамічні конфігурації, які можна візуалізувати в певному абстрактному просторі, «фазовому просторі», де ми додатково враховуємо швидкості тіл. посади. Іншими словами, хаотичний режим дозволяє розгортати та досліджувати можливості, необхідний попередній крок у процесі відбору. Під час цього блукання від однієї ситуації до іншої система проходить фазовий простір і може зіткнутися з островами стабільності в хаотичному океані. Ці зони стійкості, що містять квазіперіодичні траєкторії, найчастіше будуються навколо резонансів, які відповідають нерухомим точкам у фазовому просторі, тобто періодичним орбітам. Крім того, процеси розсіювання енергії, такі як припливні явища, можуть сприяти набуттю цих стабільних режимів. Іншими словами, хаотична динаміка несе в собі зародок тяжіння до стабільності. У цьому контексті ми можемо розглядати хаос як одного з оперативних факторів процесів виникнення складності.
Внутрішні резонанси вирішальні для того, щоб система набула та підтримувала стабільну конфігурацію. Вони сприяють надійності системи. Зокрема, резонанси 2: 1 та 11: 2 можуть бути ключем до самого існування класу планетних систем, описаного вище. Інший приклад, стабільність системи Gliese 876, послідовні траєкторії руху двох планет залишаються відносно добре обмеженими, походить від орбітального резонансу 2: 1, збереженого за допомогою світського резонансу, але на цей раз у конфігурації апсидального вирівнювання. Таким чином, існування резонансів є критерієм стійкості планетних систем, критерієм, який може бути відправною точкою ієрархічної класифікації цих останніх.
У новій класифікації цього типу більше не можна розглядати динамічну структуру Сонячної системи як архетип планетних систем. Безумовно, закони Кеплера, рішення проблеми двох тіл, творять дива; але вони не обов'язково стосуються першої системи! Стійкість нашої системи повинна бути переглянута в результаті складного набору обмежень, тонкої настройки широкого спектра параметрів та умов, пов'язаних з її формуванням, еволюцією та середовищем у галактиці.
Динамічні обмеження складності
Зараз стає ясно, що присутність життя на Землі є наслідком обмежень, список яких продовжує зростати. Поява фізико-хімічної складності вимагає тривалих періодів стабільного режиму, як з точки зору обертання Землі на собі, так і її орбітального руху, щоб уникнути, наприклад, хаотичних змін сонячного світла. Прагнучи визначити умови, необхідні для стабільності планетних систем, ми одночасно накладаємо динамічні обмеження на можливості виникнення та зростання фізико-хімічної складності.
Зрештою, поява складності вимагає розкриття можливостей природи та їх дослідження. Хаотичний режим дозволяє це розгортання та сприяє появі певних динамічних конфігурацій. Згодом можна запровадити більш тонкі механізми зростання складності.
Це також призводить до необхідності інтегрувати ці аспекти в рамках екзобіологічних досліджень. Динаміка створює несподівані обмеження для можливостей виникнення життя та допомагає переосмислити критерії визначення «придатних для життя зон», як правило, засновані виключно на фізико-хімічних припущеннях. Більше того, виявлені механізми динамічної стабільності, безумовно, є лише однією ланкою довгого ланцюга обмежень, необхідних для виникнення життя. З вивченням нових планетних систем конкретна ситуація на нашій планеті представляється навіть більш неймовірною, ніж ми думали.