Учитывая близость полученной массы к массе планеты, являющейся нашим домом, определение типа Кеплер-138 d не должно было вызывать никаких затруднений. Это должен был быть каменистый землеподобный мир — слишком горячий, чтобы содержать воду в жидкой форме, но обладающий твердой оболочкой и тонкой атмосферой. Однако радиус Кеплер-138 d был почти на 60% больше радиуса Земли, а значит, плотность ее должна была быть в 4 раза ниже плотности нашей планеты, превышая плотность воды всего лишь на 30%. Это был не каменистый мир, а очень маленький нептун.
Проведенные в 2015 г. дополнительные измерения позволили уточнить значения массы и радиуса Кеплер-138 d: масса была скорректирована в сторону уменьшения — до 0,64 массы Земли, а новое значение радиуса оказалось на 20% больше радиуса Земли. При этом у планеты по-прежнему была очень низкая плотность, равная 2,1 г/см3, и толстая атмосфера.
В интервью средствам массовой информации Киппинг отмечал: «Даже если масса этой планеты равна массе Земли, она совершенно не похожа на Землю. Это доказывает, что невозможно провести четкую границу между каменистыми мирами вроде Земли и более “пышными” планетами вроде водных миров или газовых гигантов».
Получается, что наиболее часто встречающийся тип планет похож на коллекцию шариков из разных минералов: размер один, а вот внешний вид и строение — совершенно разные.
Разнородность суперземель захватила умы астрономов. После того, как наблюдения за Кеплер-138 d и Кеплер-93 b показали, что четкой границы между массивными земплеподобными и газовыми мирами нет, встал вопрос о возможности хотя бы приблизительно обозначить рубеж между двумя типами планет.
В 2014 г. были доступны данные измерения массы и радиуса примерно 70 суперземель. Исходя из эмпирических данных о средней плотности этих планет можно было сделать вывод о том, что при радиусе более 1,5 радиуса Земли планета обычно имеет толстую атмосферу мини-нептуна.
При этом обнаружилось множество исключений из этого правила с отклонениями как в большую, так и в меньшую сторону. Судя по размеру, Кеплер-138 d должна была быть каменной планетой, но на самом деле она — газовая. С другой стороны, планета с условным обозначением BD+20594 b, как было установлено, имеет радиус, равный 2,2 радиуса Земли, но ее плотность достаточно высока для того, чтобы охарактеризовать ее как состоящую преимущественно из твердых пород. Тем не менее в тех случаях, когда был известен только размер планеты, правило о 1,5 радиуса Земли позволяло сделать первые предварительные выводы.
Теперь нужно было как-то объяснить, почему столь разнородные планеты расположены так близко к своим звездам.
Хтонические планеты
Итак, было найдено два класса планет, обращающихся в непосредственной близи от своих звезд: горячие юпитеры и горячие суперземли. Это заставило астрономов задуматься о наличии связи между ними. Может быть, суперземли — всего лишь горячие юпитеры, которые каким-то образом растеряли свои гигантские атмосферы?
Доказательства в пользу этой теории появились осенью 2003 г., когда впервые была обнаружена планета в момент ее прохождения перед звездой — HD 209458 b. Это был горячий юпитер, за которым, как за гигантской кометой, шлейфом тянулась атмосфера. Учитывая, что период обращения планеты составлял всего 3,5 дня, окутывающие планету-гиганта газы улетучивались из-за близости к звезде. В случае потери значительной части своей атмосферы планета могла бы сжаться до размера суперземли. В результате из нее мог бы получиться либо мини-нептун, либо твердое ядро без оболочки. По аналогии с неприкрытыми плотью скелетами существ из мифологической преисподней эти гипотетические миры стали называть хтоническими планетами.
Несмотря на всю свою мрачную притягательность, идея о существовании утративших атмосферу хтонических планет сразу подверглась критике. Атмосферы горячих юпитеров настолько огромны, что времени жизни звезды не хватило бы для образования суперземли даже при таком темпе улетучивания газов из атмосферы, который наблюдался у HD 209458 b. Однако улетучивание было не единственным фактором потери атмосферы.
При перемещении горячего юпитера с окраины планетной системы к центру притяжение звезды усиливается. Это приводит к уменьшению сферы Хилла, то есть зона действия собственной гравитации планеты сужается. Поначалу ничего серьезного не происходит, так как атмосфера планеты сжимается, существенно уменьшаясь в размерах. Но стоит планете подойти вплотную к звезде, ее атмосфера попадает во власть звездной гравитации, под действием которой газ вытягивается из атмосферы планеты. В результате, как и в случае с улетучиванием, может образоваться хтоническая планета, представляющая собой небольшой газовый мир или ядро без оболочки.
В пользу идеи «раздетой» планеты говорит тот факт, что суперземли могут располагаться ближе к звезде, чем горячие юпитеры. Горячие юпитеры утрачивают свои атмосферы на расстоянии 0,1–0,05 а.е. от звезды, то есть при пересечении этой отметки любая планета становится суперземлей. Если это действительно так, то, наблюдая за каменистыми суперземлями, мы получаем уникальную возможность заглянуть внутрь газового гиганта.
Но есть одна проблема: мы знаем очень мало планет размером меньше горячего юпитера и больше горячей суперземли. Если горячие юпитеры обречены стать суперземлями, в процессе потери атмосферы их размер должен попадать в диапазон обычных для этих двух типов планет значений. И мы должны видеть такие планеты. Однако почти все наблюдаемые нами планеты, обращающиеся вблизи своих звезд, относятся либо к горячим юпитерам, либо к суперземлям — начальной и конечной границам в теории хтонических планет. Горячих планет размером больше Нептуна и меньше Юпитера просто нет. Вряд ли мы просто проглядели их, хотя полностью исключать такую возможность нельзя. Но если гипотеза о суперземлях как «расплескавшихся» горячих юпитерах неверна, чем ее можно было бы заменить?
Далеко ходить не нужно
Первая альтернативная версия подкупает своей простотой: а что, если формирование суперземель происходило там же, где они находятся сейчас? Если бы удалось доказать, что миры такого типа рождались непосредственно в первичном протопланетном диске, это объяснило бы, почему их так много. Ранее мы исключили возможность формирования массивных горячих юпитеров в условиях отсутствия достаточного количества материала из твердых пород. Распространяется ли этот вывод на куда менее массивные суперземли?
Ближайшая к центру Солнечной системы планета — Меркурий. Его масса составляет всего лишь 5,5% массы Земли, а расстояние от Солнца — солидные 0,4 а.е., то есть он в три раза дальше от звезды, чем большинство горячих юпитеров и суперземель.
На первый взгляд, ничего необычного в приведенном описании нет. Предел роста планеты определяется объемом доступного вещества в протопланетном диске. Он, в свою очередь, зависит от количества пыли и планетезималей вокруг планеты, а также радиуса области ее гравитационного влияния (сферы Хилла). Сила притяжения вблизи Солнца колоссальна, а значит, под контролем гравитации планеты остается совсем небольшой кусочек пространства с ограниченным количеством нового материала, который может подпитывать рост. Поэтому планеты вблизи звезд должны быть маленькими.
