Порядок планет (масса и тип)

Могу я начать с шутливой жалобы на то, что вы выбрали довольно сложную систему? Мы нашли много экзопланет, но не так много таких сложных систем, как эта. Это будет сложный вопрос. Как и предсказывал Грин , здесь полезны данные Кеплера — Fang & Margo (2012) обнаружили, что

75–80% планетных систем имеют одну или две планеты с периодом обращения менее 200 дней.

Они также смогли построить данные по различным параметрам, чтобы составить несколько графиков, которые можно было использовать для построения кривых распределения. Вы можете экстраполировать это, если хотите.

Во всяком случае, я не в курсе здесь. Массовые распределения были рассмотрены в Mazeh et al. (1998) (который почти наверняка устарел, но, тем не менее, является хорошим анализом) и Malhotra (2015) . Используя некоторые параметры орбитального расстояния (которые вы можете настроить, если хотите), Малхотра обнаружил, что пиковое значение$\log m/M_{\oplus}$происходит примерно при 0,6-1,0 со стандартным отклонением 1,1-1,2. Не самая высокая точность, но все равно неплохо.

Ламбей и др. (2011) смогли получить распределение масс-периодов для экзопланет, близких к звезде, которое затем можно использовать для получения подходящего распределения масс на заданном радиусе:

У большинства меньших планет период обращения превышает P ~ 2,5 дня, в то время как более высокие массы обнаруживаются вплоть до P ~ 1 дня.

Короче говоря, более массивные планеты находятся ближе, а менее массивные — дальше. Тем не менее, Лламбей и соавт. рассматривались только планеты, находящиеся очень близко к своим родительским звездам. Для остальной части системы (т.е. планет дальше), я отсылаю вас к Jiang et al. (2007) . Я не могу скопировать гистограммы масс и периодов, которые они дали (относя каждую из них к общему числу наблюдаемых), и не могу скопировать графики рассеяния, но они невероятно полезны, особенно с учетом того, что они учитывали размер выборки в 233 экзопланеты.

Этот график, составленный из Википедии из Открытого каталога экзопланет , также полезен для справки:

^{Изображение в свободном доступе.}

Что-то, что вы должны учитывать, это планетарная миграция . Я написал несколько ответов на него через Stack Exchange (например, « Взрыв Солнечной системы в хорошей модели» , «Действительно ли Юпитер сделал Землю (не)пригодной для жизни» , «Какое гравитационное воздействие перемещение Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы окажет на внешнюю?и т. д. - первый сосредоточился только на одной части, потому что Кайл Оман уже был знаком с ней, отсюда и вопрос), а другие написали отличные ответы в другом месте на Stack Exchange. К настоящему времени мне надоело печатать одно и то же, поэтому я отсылаю вас к последним двум сообщениям, которые я дал, в качестве стартера. Вам нужно включить планетарную миграцию, потому что она серьезно повлияет на орбиты трех газовых гигантов в системе. Будьте осторожны, чтобы у вас было достаточно - мой ответ по физике обсуждает, почему нужно определенное число.

---

Отношение массы планеты к звезде

Такого соотношения не существует. У вас может быть практически любая (разумная) комбинация, которую вы хотите. Все зависит от гигантского молекулярного облака , из которого образовалась звезда, и эволюции протопланетного диска . Все может случиться.

---

Количество планет

Клык и Марго снова помогают. Вайсбейн и др. также являются отличным ресурсом для этой конкретной части. Я еще раз хотел бы понять, как напрямую копировать графики и гистограммы без использования imgur — я могу использовать это позже — но я могу обойти это. К сожалению, они делают три предположения:

1. Все планеты в системе точно выровнены
2. Все звезды и планеты одинаковы
3. Распределение занятости планеты, существующей на заданном расстоянии от ее звездного хозяина, f(r), одинаково для всех звезд, способных производить планеты, и определяется уравнением (1).

Третье не проблема, но первые два есть (см. мой раздел о удержании в плоскости эклиптики для обсуждения первого). К счастью, как я покажу позже, этому критерию можно легко соответствовать. Вторая проблема.

Во всяком случае, Weissbein et al. найти вероятность,$P$, что звезда принимает$m$планеты, которые будут

$$P(m)=\int_0^{\infty}\left[\frac{F(r)^m}{r^2m!}e^{-F(r)}\right]dr$$ куда$r$радиус и $$F(r)\equiv \int_0^r f(r')dr'$$ куда$f(r')$является модифицированной формой общей функции вероятности занятости.

Затем они использовали это для создания таблицы результатов, которую я не буду включать в данный момент, так как я плохо разбираюсь в таблицах в Stack Exchange. Однако, как и следовало ожидать, количество систем уменьшалось по мере увеличения количества планет.

---

Удержание плоскости эклиптики

«Удержание плоскости эклиптики» можно обсуждать с точки зрения наклонения орбиты , обычно обозначаемого как$i$. В случае большинства систем это близко к нулю градусов для большинства вовлеченных тел (хотя Плутон имеет большое наклонение ).

Планеты Солнечной системы вращаются в одной плоскости , потому что все образовалось из протопланетного диска. Планеты имеют тенденцию оставаться такими из-за сохранения углового момента. В некоторых случаях это может измениться — в частности, Kepler-452b имеет большой угол наклона (90 градусов!). Как я уже писал в своем ответе, это могло произойти по нескольким причинам:

• Ось вращения звезды была возмущена, как и ось вращения Урана (хотя и другими объектами).
• Планета была возмущена другим объектом либо в системе (например, планетоидом), либо звездой-компаньоном. Солнце образовалось вместе со многими другими звездами в скоплении; это происходит со многими звездами.

Соответствующие статьи по этому вопросу: Crida & Batygin (2014) и Xue et al. (2014) . Существуют и другие причины изменения наклонения орбит одной планеты, в частности механизм Лидова-Козаи (см. Лидов (1962) и Козаи (1962) ). Механизм Лидова-Козаи в основном утверждает, что эксцентриситет орбиты объекта может быть изменен за счет взаимодействия с другим (более массивным) объектом, который также изменяет эксцентриситет орбиты первого объекта. Угловой момент в$z$-ось здесь должна быть сохранена; это количество

$$L_z=\sqrt{1-e^2}\cos i$$ Вы можете немного поэкспериментировать с этим, чтобы увидеть, что происходит при изменении различных параметров (вы должны уметь применять орбитальные формулы, приведенные здесь ). Однако модель предполагает, что возмущающий объект намного массивнее, чем возмущаемый объект (первоначальный анализ Козаи применялся к возмущениям астероидов Юпитером!). Для возмущения более крупных тел вам понадобится более крупный возмущающий элемент. Это очень усложняет жизнь планетам. Это может произойти в двойной системе, где одна звезда массивнее другой звезды, а вторая звезда возмущает планету, движущуюся вокруг большей звезды. Однако это маловероятно и не соответствует вашей модели одной звезды.

Имеет смысл, что либо большинство, либо орбиты имеют высокие наклонения орбиты - результат возмущения оси вращения звезды или протопланетного диска - или низкие наклонения орбиты. Механизм Лидова-Козаи не годится для больших систем. Также важно отметить, что оно носит периодический характер. Еще раз цитируя Fang & Margot,

Кроме того, более 85% планет имеют наклонение орбит менее 3° (относительно общей плоскости отсчета).

Они использовали распределение Рэлея , чтобы описать это:

$$P(k)=\frac{k}{\sigma^2}e^{-k^2/\sigma^2}$$ куда$\sigma$параметр, определяющий распределение$k$. Обратите внимание на разницу между распределением Рэлея и нормальным распределением . Распределение эксцентриситета орбиты можно найти в Kane et al. (2012) .

---

Собираем все вместе.

Вот необработанная информация, которая нам нужна. Вот синтез.

Это наиболее вероятная схема, RxAxGx?

Ну, маловероятно, что столько планет образовалось вокруг звезды, так что технически нет. Три газовых гиганта подразумевают орбитальную миграцию, которая может вытолкнуть их наружу, как в нашей Солнечной системе, но будьте готовы к тому, что вначале там будет четвертый, как того требуют некоторые варианты Модели Ниццы («пятый газовый гигант»).

Может ли массивный газовый гигант вращаться вокруг звезды вне плоскости эклиптики?

Ранее я говорил, что в классических моделях эффекта Козаи возмущающий объект обычно должен быть более массивным, чем возмущаемый объект. Это означает, что такая договоренность вряд ли произойдет. Газовый гигант мог бы быть близко к звезде, конечно, но не за пределами эклиптики, если бы он был с системой других планет, оставшихся в эклиптике.

Может быть, обитаемые будут наедине с некоторыми кометами и астероидами?

Астероиды? Конечно. Ну а обитаемый не мог находиться в поясе астероидов, потому что тогда он не очистил бы свою орбиту и был бы подвержен столкновениям, что быстро сделало бы планету не такой уж обитаемой!

Договоренность, в целом, могла произойти.

Скалистые/газовые конфигурации

Все возможно, но не случайно в Солнечной системе самые плотные планеты находятся на самых близких к Солнцу орбитах, а газовые гиганты намного дальше. Более высокие температуры и давление солнечного ветра ближе к звезде будут легче отталкивать более легкие элементы от внутренних орбит, когда запускается реактор звезды.

Чтобы процитировать https://en.wikipedia.org/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System :

Внутренняя часть Солнечной системы, область Солнечной системы в пределах 4 а. , никель и алюминий) и скальные силикаты.

Тяжелые каменистые планеты ближе к звезде и газовые гиганты дальше, вероятно, являются наиболее вероятной конфигурацией, которую меняют только специфические события формирования.

Самостоятельных скалистых планет в зоне газовых гигантов в нашей Солнечной системе не существует, но существуют скалистые спутники этих газовых гигантов. Таким образом, каменные объекты могут существовать и существуют на любом расстоянии, но газовые гиганты, как правило, находятся еще дальше и захватывают или разрушают все на своем пути.

То, что газовые гиганты не существуют после определенной точки, вероятно, просто связано с тем, что солнечная туманность становится слишком тонкой после определенных расстояний.

Двоичные и тройные системы, возможно, могут создавать разные ситуации. Если бы Юпитер был достаточно большим, чтобы быть красным карликом, тогда у нас была бы сложная двойная система: все еще, вероятно, с каменистыми планетами между двумя звездами, но, возможно, еще более крупная каменистая система, вращающаяся вокруг Юпитера. Однако мы ожидаем, что системы с несколькими звездами, как правило, менее благоприятны для стабильных орбит, близких к обитаемой зоне.

Орбитальные плоскости и направления

Все планеты, образовавшиеся в системе, будут вращаться в одной плоскости и в одном направлении: они будут построены на этой орбите из одной и той же вращающейся первичной массы.

Однако столкновения или гравитационные взаимодействия с внезвездными объектами вполне могут отбросить планету в несколько другую плоскость орбиты. Это должен быть внезвездный объект, все остальное имеет те же векторы угловой скорости, поэтому столкновения между телами системы просто приводят объекты в разные движения в одной и той же плоскости.

Солнечная система, которая подошла слишком близко к особенно массивному соседу, может оказаться с планетами в орбитальных плоскостях, которые наклоняются и становятся более эллиптическими, чем дальше они находятся. Это гораздо более вероятно, чем внезвездная планета-изгой, врезающаяся в одну из планет и создающая новую планету, вращающуюся в другой плоскости и/или направлении.

Захваченные планеты

Захват объекта на орбите крайне маловероятен: они, как правило, следуют параболическим или гиперболическим путям и покидают место встречи с той же кинетической энергией, с которой прибыли. Только столкновения во время процесса могут изменить это, и они вряд ли произойдут, не говоря уже о том, что они произойдут правильно, чтобы заставить посетителя начать движение по орбите.

Однако это возможно: Нептун захватил Тритон (мы знаем это, потому что Тритон вращается в направлении, противоположном вращению Нептуна), так что внезвездная планета может быть захвачена, и это может произойти в любой плоскости и в любом направлении. Это должно было включать столкновение, чтобы результатом могла стать другая планета, также вращающаяся в особой плоскости и направлении.

Сама звезда (ы)

Голубых гигантов и супергигантов (класса О и В) почти наверняка следует исключить: они слишком недолговечны.

Другие гиганты также, вероятно, будут исключены, поскольку они, как правило, являются умирающими звездами: обитаемая зона сместится, и это создаст проблемы для эволюции. Их жизнь как гигантов также имеет тенденцию быть короткой.

Но возможно все, кроме мертвых звезд (белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр).

Кажется, что только красивые оранжевые, желтые или белые звезды главной последовательности могут создавать обитаемые зоны, которые стабильны достаточно долго для развития жизни:

Отказ от ответственности

Мы живем в одной из сотен миллиардов галактик, в каждой из которых сотни миллиардов звезд. Я ожидаю, что каждая вообразимая конфигурация существует по крайней мере вокруг одной из этих звезд.