Характеристики первых планет во Вселенной?

Согласно Mashian & Loeb (2016) (также в ArXiv ), одна из возможностей состоит в том, что формирование планет могло происходить вокруг звезд с низким содержанием металлов (CEMP) в ранней Вселенной. В статье основное внимание уделяется звездам без CEMP, поскольку звезды CEMP с наибольшим содержанием металлов в основном попадают в эту категорию.

Считается, что звезды CEMP-no образуются из материала, загрязненного выбросами сверхновых звезд населения III. Основным зерном, образующимся в этих выбросах, является аморфный углерод . Из раздела 2 статьи:

Адаптируя модели взрыва сверхновой для воспроизведения наблюдаемого содержания элементов в звездах без CEMP, они обнаружили, что: (i) для всех исследованных моделей прародителей аморфный углерод (AC) является единственным видом зерен, который образуется в значительных количествах; это является следствием обширного отката, что приводит к отчетливому составу выбросов с преобладанием углерода и незначительным количествам других металлов, таких как Mg, Si и Al, которые могут способствовать конденсации альтернативных типов зерен; (ii) масса углерода, запертого в зернах АУ, увеличивается, когда состав выбросов характеризуется исходной массой С, превышающей массу О; это особенно верно для прародителей сверхновых с нулевой металличностью, которые подвергаются меньшему перемешиванию, чем их аналоги с солнечной металличностью (Joggerst, Woosley, & Heger 2009).

В этом случае самые ранние планеты могли быть углеродными планетами . Углеродные планеты с голыми графитовыми/аморфными углеродными поверхностями (эквивалент углеродных планет Луны или Меркурия) были бы очень темными. Атмосфера изменила бы этот внешний вид. Как отмечается в документе, ожидается, что в спектрах горячих углеродных планет преобладает монооксид углерода. Более холодные углеродные планеты, вероятно, будут поддерживать различные виды химии углеводородов, которые изменят их внешний вид, возможно, производя красноватые толины в результате фотохимии в зависимости от того, что еще находится вокруг.

Машиан и Леб предсказывают, что максимальное расстояние, на котором образуются планеты, будет зависеть от содержания углерода:

Мы обнаружили, что углеродные планеты могут вращаться вокруг железодефицитных звезд с содержанием углерода [C/H] ∼ -0,6, таких как HE 2356-0410, на расстоянии ∼20 а.е. от своей родительской звезды в случае, когда f cond ₌  1 Ожидается, что планеты, формирующиеся вокруг звезд с меньшим углеродным усилением, то есть HE 0107-5240 с [C/H] ∼ -1,6, будут иметь более компактные орбиты с большими полуосями r  < 2 а.е. Если эффективность конденсации углерода составляет всего 10%, ожидаемые орбиты становятся еще более компактными с максимальными большими полуосями ~5 и 0,5 а.е. соответственно.

Пока это только гипотетически: мы не знаем ни планет вокруг звезд CEMP, ни углеродных планет, но это может свидетельствовать о том, что их поиск не совсем бесполезен.

Наши знания о процессах формирования планет исходят из теоретических работ и подтверждаются наблюдениями. Я собираюсь дать ему свое мнение, основанное на этом.

На нижнем конце распределения планет по массе, начиная с комет и заканчивая суперземлями/мини-нептунами, для построения каменистых миров требуется большое количество породообразующих элементов.
Без высоких концентраций пыли в протопланетных дисках, которые мы имеем в настоящее время, не могут произойти начальные фазы формирования планет, а именно потоковая неустойчивость, аккреция планетезималей/галечников. В последнее время ведутся споры о том, что звезды с низкой металличностью также могут образовывать планеты земной группы. Но у этого должна быть нижняя граница, так как полностью без тяжелых элементов не может быть каменистых миров.
Кроме того, мы еще не идентифицировали какие-либо звезды населения III, чтобы изучить население их планет. Это также было бы сложно, так как поп-звезды III будут плавать в галактическом центре, что довольно далеко для наших методов поиска планет.

Кроме того, классическая аккреция ядра , которая косвенно формировала бы газовые гиганты, с самого начала не могла бы действовать без каменного ядра. Однако протопланетные диски могут дестабилизировать и напрямую образовывать планеты-гиганты. Этот процесс фрагментации диска также зависит от того, насколько быстро диск может охлаждаться, и, таким образом, чувствителен к количеству пыли на диске. Однако эта чувствительность не так велика, как в сценарии с аккрецией ядра.

У нас также есть данные наблюдений за этими двумя процессами формирования газовых гигантов (см. этот график ниже из Triaud et al, 2017 ) в окрестностях нашей галактики.

Слева у нас, вероятно, газовые гиганты с аккрецией ядра, то есть те, которые образовались путем богатого горными породами пути. Справа — планеты типа коричневых карликов, которые можно рассматривать как нижнюю часть массы звездообразования. Оранжевые контуры сравниваются с предыдущим обзором Grether & Lineweaver 2006 .

В заключение я бы сказал, что левый путь, богатый камнями, был по существу исключен в ранней Вселенной. Сначала нужно было бы предпринять слишком много шагов, и все они в решающей степени зависят от количества доступных породообразующих элементов. Следовательно, газовые гиганты с нестабильностью диска, без большого количества воды или аммиака, должны сформироваться первыми планетами.

Обратите внимание, что не все породообразующие элементы образовались в сверхновых. В то время как некоторые из них , наиболее пыльные, макросиликатные соединения должны образовываться в умеренно теплых ветрах красных гигантов, чтобы сформироваться в течение длительного периода времени. Пока эти твердые тела не будут доступны, планеты с прямым коллапсом уже сформируются, в симуляциях это происходит обычно быстро, за несколько 10 000 лет.