Планетарни системи от хаос до стабилност за науката
Изследването на екстрасоларните планетни системи разкрива удивително динамично поведение. Първоначалният хаотичен режим може да отстъпи място на стабилни конфигурации, преди появата на физико-химичната сложност и в крайна сметка на живота.
Откритите през последните години планетни системи не попадат под същите механизми за стабилност като тези, които работят в нашата Слънчева система. Те често представят хаотична еволюция, която може да ги доведе или до разпадане, или до създаването на други механизми за стабилизиране
За да може животът да се развива на планета с атмосфера, са необходими добри химически и физически условия. Освен това изглежда разумно да се изисква тези условия да продължат бавно да се променят за дълги периоди от време, вероятно поне стотици милиони години.
За това еволюцията на движенията на въпросната планета в нейната планетарна система, т.е. нейната динамика, трябва да бъде редовна. Дълго време единствената известна планетарна система беше Слънчевата система, със стабилност и регулярност, ако не и вечна, поне незапомнена. Но откриването на планети, чужди на Слънчевата система, първо около неутронна звезда през 1992 г. и три години по-късно около звезда от слънчев тип, 51 Пегас, съживи надеждата за откриване на друга обитавана земя. Оттогава са открити около 110 извънсоларни планети, известни още като екзопланети. Чрез пристрастия, свързани с техниките за наблюдение, по-голямата част от тях са гигантски газови планети, подобни на Юпитер, и много близо до тяхната звезда. В няколко случая около една и съща звезда са открити две, а понякога и три планети. Към днешна дата са идентифицирани четиринадесет мултипланетни системи. Тези системи, съставени от няколко гигантски планети, разкриха неочаквано динамично поведение, разнообразно и богато на уроци.
По-специално, изучаването на динамиката на екстрасоларните планетни системи и тяхната стабилност дава възможност да се уточнят различните условия, необходими за появата и развитието на физико-химичната сложност и в крайна сметка за появата на живот. Това са ограничения от динамичен характер, тъй като степента на динамична стабилност на планетарната система обуславя бъдещето й за дълги периоди от време.
Първото шествие на планети, обикалящи около звезда от слънчев тип, υ-Andromedae, е идентифицирано през 1999 г. Тази ярка звезда, разположена на 44 светлинни години от Земята, е придружена от три планети с подобни или по-големи маси на тази на Юпитер. Те са много близо до звездата: ако тези гигантски планети принадлежат на Слънчевата система, първата ще бъде по-близо до Слънцето, отколкото Меркурий, а последната ще бъде разположена на нивото на главния астероиден пояс, между Марс и Юпитер. !
Изненадващи системи
Такава близост генерира гравитационни взаимодействия много по-интензивни от тези, които работят в Слънчевата система. Близки и многократни пасажи на масивни планети причиняват значителни отклонения в техните траектории и нарушават орбитите, причинявайки безпорядък в балета. По този начин такива кумулативни взаимодействия водят до нестабилност и хаотично поведение. Такава е съдбата на системата υ-Andromedae. Първите ни симулации показаха, че траекториите на планетите са толкова неправилни и заплетени, колкото топчета вълна (вж. Фигура 3). Ориентацията на орбиталните равнини на планетите и ексцентричността на орбитите им варират бързо и очевидно нестабилно.
Най-широко използваният метод за откриване на екзопланети, известен като радиални скорости, не може да определи относителните наклони на орбитите на планетите. Тогава техните маси обикновено са известни само на фактор, който зависи точно от наклона. В случая на системата υ-Andromedae, играта на тези два параметъра (маса и наклон) е такава, че има вътрешна несигурност в йерархията на масите на планетите. Вариациите на масите и наклонностите обаче са достатъчни, за да предизвикат при симулациите много различни поведения от гледна точка на стабилността. По този начин, чрез обръщане на йерархията на масите на планетите, е възможно да се моделира една фиктивна система, толкова нестабилна, че тя се разпада, като изхвърля външната си планета за няколко хилядолетия! При други условия на масово разпределение, които са по-благоприятни за стабилността, телурична планета, подобна на Земята, поставена между двата външни гиганта, ще бъде изхвърлена за по-малко от 40 000 години.
Всъщност υ-Andromedae представя поведение, което бързо става хаотично за всички вариации на параметрите около наблюдаваните стойности. Средната продължителност на стабилния режим на тази система всъщност е от порядъка на няколкостотин години. Това хаотично поведение напълно преразпределя стойностите на орбиталните параметри на всяка планета за няколко хиляди години, продължителност много по-кратка от сто милиона години стабилност, осигурена за нашата Слънчева система. !
Това не се отнася за някои нови планетни системи: те вече не могат да се сведат до проблема с две нарушени тела. Изненадващо, тези истински проблеми с n-тялото (поне три) показват други основни структури и механизми, които въпреки това водят до стабилност. Системата Gliese 876 е идеална илюстрация на тази неочаквана ситуация. Състои се от две гигантски планети, невероятно близо до звездата, като първата е малко над една десета от астрономическата единица (астрономическата единица е средното разстояние от Земята до Слънцето), а втората n е малко повече от два пъти повече далеч. Въпреки че тези планети са около десет пъти по-близо до централната звезда от двете външни планети на системата υ-Andromedae, интензивните гравитационни взаимодействия не са разрушили сплотеността на цялото. Орбитите са почти периодични и теглят кръг след кръг добре разграничени тори (виж фигура 4).
Изправен пред изумителното поведение на тези две системи, нашият екип предприе систематично теоретично проучване на динамичните тенденции, възприети от планетарните системи, независимо дали са наблюдавани или фиктивни. Ние изследваме различните възможни динамични поведения, като променяме масите и параметрите, определящи геометрията на орбитите. Последните се изчисляват на малки порции от траектория, локално асимилирана към класическа елиптична орбита, характеризираща се с елементи като полу-голямата ос, ексцентриситет или наклон. Следователно е възможно да се изследва клас планетни системи, от които е наблюдавана само една проба, или дори дадена категория априори, и да се определят условията за нейната трайна стабилност. По този начин ще можем да стигнем до класификация на планетарните системи, базирана на динамични критерии.
Критерии за стабилност
Ние изучаваме критериите за геометрична стабилност, съгласно процедура, известна като „глобална динамика в пространството на параметрите“. Нашият екип е разработил метод, подходящ за системи с голям брой степени на свобода, който дава възможност да се локализират стабилни и нестабилни траектории, да се определи количествено степента на нестабилност и да се направи разлика между редовното и хаотичното поведение. Изчисляваме дали системата е стабилна, нестабилна или хаотична, като променяме геометричните параметри на орбитите заедно по двойки, 12 за 2 планети. Тези глобални симулации могат например да разкрият в пространството на параметрите зони с висока нестабилност, заобикаляща долина на стабилност. Чрез свързването на тези резултати за различни двойки параметри ние определяме възможните зони на стабилност за всички първоначални конфигурации на планетарната система.