Пульсарні планети

Пульсарні планети — планети, що обертаються навколо пульсарів. Перші такі планети були відкриті у 1992 році навколо мілісекундного пульсара і стали першими підтвердженими екзопланетами. Пульсари є надзвичайно точними «годинниками», і навіть невеликі планети здатні спричиняти виявні зміни у моментах приходу їхніх імпульсів; найменша відома екзопланета є саме пульсарною планетою.

Художнє зображення пульсара з планетами.

Такі планети трапляються вкрай рідко — в Архіві екзопланет НАСА^[en] перелічено лише кілька подібних об'єктів. Виникнення супутників планетарних розмірів навколо пульсарів можливе лише за особливих умов, і вважають, що багато з них мають екзотичну природу, наприклад можуть складатися з алмазу, утворившись унаслідок часткового руйнування зорі-супутника. Інтенсивне випромінювання та потоки електронно-позитронних пар, імовірно, здувають атмосферу з таких планет, що робить їх малоймовірними місцями існування життя.

Формування

Формування планет потребує існування протопланетного диска; більшість теорій також передбачає наявність у ньому «мертвої зони», де відсутня турбулентність. У такій зоні планетезималі можуть формуватися й накопичуватися, не падаючи на зорю^[1]. На відміну від молодих зір, пульсари мають набагато більшу світність, і тому утворення мертвої зони утруднене через іонізацію диска випромінюванням пульсара^[2], що запускає магніторотаційну нестійкість^[en], яка збуджує турбулентність і, відповідно, руйнує мертву зону^[3]. Отже, диск повинен мати велику масу, щоб у ньому могли утворитися планети^[4].

Існує кілька процесів^[a], які можуть призвести до утворення планетних систем:

• «Планети першого покоління» — це планети, які оберталися навколо зорі до її вибуху як наднової та перетворення на пульсар^[6]. Біля масивних зір, як правило, не виявляють планет — можливо, через труднощі у спостереженні планет біля дуже яскравих зір, але також і через те, що випромінювання таких зір знищує протопланетні диски. Планети, що перебувають на відстані приблизно до чотирьох астрономічних одиниць, ризикують бути поглинутими та знищеними, коли зоря стає червоним гігантом чи червоним надгігантом. Під час вибуху наднової система втрачає приблизно половину своєї маси, і планета, ймовірно, полишає систему, якщо тільки пульсар у момент вибуху не набуде швидкості у напрямку руху планети. Вочевидь, жодна з відомих пульсарних планет не утворилася цим шляхом^[7].
• «Планети другого покоління» формуються з матеріалу, що повертається на пульсар після вибуху наднової^[6]. Теоретично цей матеріал може досягати маси, порівнянної з протопланетним диском^[7], але, найімовірніше, він розсіюється занадто швидко, щоб дозволити формування планет. Не відомо планет біля молодих пульсарів^[8][9].
• «Планети третього покоління»^[6]. Зоря-компаньйон руйнується внаслідок взаємодії з пульсаром, утворюючи диск малої маси. Пульсар може випромінювати енергію, яка розігріває зорю-компаньйона доти, доки та не переповнить свою порожнину Роша й не буде зруйнована. Інший механізм — випромінювання гравітаційних хвиль, яке звужує орбіту, доки зоря-компаньйон (часто білий карлик) не руйнується^[8]. Ще один механізм — коли пульсар занурюється в оболонку масивнішої зорі, спричиняючи її розпад і формування диска^[10] навколо пульсара^[11]. Диски, утворені цими шляхами, значно масивніші за ті, що виникають унаслідок повернення викинутого пульсаром матеріалу, і тому існують достатньо довго, щоб планетоутворення встигло відбутись^[8]. Вони також містять важкі елементи, необхідні для побудови планет. Частина диска поглинається пульсаром, пришвидшуючи його обертання^[12]. Альтернативно, легкий білий карлик може бути зруйнований взаємодією з масивнішим; легкий дає початок диску, з якого формується планета,а масивніший білий карлик перетворюється на пульсар^[13].
• Супутня зоря може бути зруйнована під час взаємодії з пульсаром, залишивши уламок розміром із планету^[3]; така система відома як «чорна вдова»^[14].
• Нарешті, можливо, що пульсар захоплює планети від зорі-компаньйона чи міжзоряні планети^[15], або що пульсар зливається із зорею, яка мала планетну систему^[16]. У цьому випадку формується «спільна оболонка», яка зрештою руйнується, утворюючи диск, з якого можуть сформуватися планети^[17].

Наслідки

Сценарії формування визначають склад планет: планета, утворена з уламків наднової, імовірно, буде багатою на метали та радіоактивні ізотопи^[18] і може містити багато води^[19]; утворена внаслідок руйнування білого карлика буде багатою на вуглець^[18] і складатиметься переважно з алмазів^[20]; уламок білого карлика буде надзвичайно щільним^[18]. Найпоширенішим типом планет навколо пульсарів є так звані «алмазні планети», тобто дуже маломасивні білі карлики^[21]. Інші об'єкти навколо пульсарів можуть включати астеро́їди та комети^[22]. Серед більш спекулятивних сценаріїв — планети зі дивної матерії, які можуть існувати значно ближче до пульсарів, ніж звичайні планети, й потенційно випромінювати гравітаційні хвилі^[23].

Планети можуть взаємодіяти з магнітним полем пульсара, утворюючи так звані «альвенівські крила» — крилоподібні електричні струми навколо планети, які підживлюють її енергією^[24] і здатні породжувати радіовипромінювання, яке можна зафіксувати^[25].

Спостережуваність

Пульсари є надзвичайно точними «годинниками»^[4], і їхні сигнали мають високу регулярність. Завдяки цьому за змінами в часі прибуття сигналів можна виявляти дуже малі об'єкти навколо пульсарів — аж до розмірів великих астероїдів^[1]. Для цього потрібно коригувати час надходження сигналів з урахуванням руху Землі та Сонячної системи, похибок у визначенні положення пульсара та часу проходження випромінювання через міжзоряне середовище. З часом пульсари уповільнюють своє обертання у добре передбачуваний спосіб^[4]; планети змінюють цей ритм завдяки своєму гравітаційному впливу на пульсар, спричиняючи доплерівський зсув у частотах прибуття сигналів від пульсара^[26]. Теоретично цей метод можна використати навіть для пошуку екзосупутників навколо пульсарних планет^[27]. Водночас існують і обмеження спостережуваності пульсарних планет: збої частоти обертання пульсарів (глітчі) та зміни режиму пульсацій можуть імітувати наявність планет^[28].

Перші^[b] екзопланети відкрили 1992 року Дейл Фрейл та Александер Вольщан — це були пульсарні планети навколо PSR B1257+12^[31]. Це відкриття вперше довело можливість виявлення екзопланет^[32] і призвело до висновку, що екзопланети можуть бути досить поширеними^[4]. Станом на 2016^{[джерело?][33]} найлегшою відомою екзопланетою є пульсарна планета (PSR B1257+12 A з масою лише 0,02M_🜨)^[34].

Однак розміри й особливі спектроскопічні характеристики роблять безпосереднє спостереження таких планет украй складним^[15]. Один з можливих методів отримати зображення планети — зафіксувати її транзит перед зорею; у випадку пульсарних планет ймовірність такого транзиту дуже низька через малі розміри пульсарів. Спектроскопічний аналіз планет утруднений складністю спектрів пульсарів. Взаємодію між магнітним полем планети, пульсара та тепловим випромінюванням планети розглядають як більш перспективний шлях отримання інформації про такі об'єкти^[35].

Пульсарні планети також розглядали як можливе пояснення деяких астрономічних явищ, зокрема рентгенівських спалахів від джерел м'яких повторюваних гамма-спалахів^[36].

Поширеність

Станом на 2022 відомо лише приблизно пів десятка^[c] пульсарних планет^[11], що відповідає частоті не більш ніж одна планетна система на 200 пульсарів^[d][40]. Більшість сценаріїв формування вимагають, щоб попередником була подвійна зоря з великою різницею мас між компонентами, і щоб система пережила вибух наднової, який породив пульсар. Обидві ці умови трапляються рідко, тому виникнення пульсарних планет — надзвичайно рідкісний процес^[3]. Крім того, планети та їхні орбіти мають витримати вплив потужного випромінювання пульсарів, зокрема рентгенівського, гамма-випромінювання та потоку заряджених частинок («пульсарного вітру»)^[6]. Це особливо важливо для мілісекундних пульсарів, які розкручуються акрецією під час формування рентгенівських подвійних систем; випромінювання в таких умовах випаровує будь-які планети^[41]. Пульсари залишаються помітними лише кілька мільйонів років, тобто менше, ніж потрібно для формування планети, що також обмежує ймовірність їх спостереження^[42].

З огляду на відому частоту пульсарних планет, у Чумацькому Шляху їх може бути до 10 мільйонів^[e][45]. Усі відомі пульсарні планети виявлені навколо мілісекундних пульсарів^[1], тобто старих пульсарів, розкручених акрецією речовини від компаньйона. Станом на 2015 рік не відомо жодної планети біля молодих пульсарів^[46]; вони менш регулярні, ніж мілісекундні, що збільшує похибки вимірювання часу приходу сигналів і ускладнює виявлення планет^[35].

Параметри відомих пульсарних планетних систем^[f][g][h]

Планета	Маса	Велика піввісь (а. о.)	Орбітальний період (дні)	Ексцентриситет	Нахил	Радіус
M62H b	>2.47 MJ		0.132935	~	~	<0.653 RJ
PSR B1257+12 b	0.02 M⊕ (6.3 × 10−5 MJ)	0.19	25.262	0	~	~
PSR B1257+12 c	4.3 M⊕ (0.0135 MJ)	0.36	66.5419	0.0186	~	~
PSR B1257+12 d[en]	3.9 M⊕ (0.0123 MJ)	0.46	98.2114	0.03	~	~
PSR B1620-26 b	2.5 MJ	23	34,675	~	~	1.18 RJ[48]
PSR J1719-1438 b	1.2 MJ	0.0044	0.090706293	0.06	~	0.4 RJ[49]
PSR J2322−2650 b	0.7949 MJ	0.0102	0.322963997	0.0017	~	1.24 RJ[50]
PSR J1748−2021H b	7.54 MJ	0.0111	0.360787526[51]	~	~	~
PSR J0636+5129 b	8.5 MJ	0.0036	0.0665513392	~	60	0.74 RJ[52]
PSR J1807−2459 A b	10.5 MJ	~	0.07[53]	~	~	~
PSR B1802−07 b	10 MJ	0.008098	0.071092	0.0000003[54]	~	~
PSR J1211−0633 b	10 MJ	0.0116	0.38634962[55]	~	~	~
PSR J0312−0921 b	10.47 MJ	0.00465	0.0975[56]	~	~	~
PSR J1824−2452G b	11 MJ	0.004875	0.1046	0.0000003	~	~
PSR J1928+1245 b	11 MJ	0.005825	0.1366347269[57]	~	~	~
PSR J1824−2452M b	11 MJ	0.00854	0.242519219[58]	~	~	~
PSR J1630+3550 b	11.3 MJ	~	0.315863166	0.00042	~	~
PSR J2241−5236 b	12 MJ	~	0.1456722395[59]	~	~	~
PSR J1311−3430 b	12 MJ	~	0.065115[60]	~	~	~

M62H

M62H — мілісекундний пульсар, розташований у сузір'ї Змієносець. Він знаходиться в кулястому скупченні Мессьє 62^[61], на відстані 5600 пк від Землі^[62]. Пульсар був відкритий у 2024 році за допомогою радіотелескопа MeerKAT^[61]. M62H має період обертання 3,70 мілісекунди, тобто здійснює 270 обертів на секунду (270 Гц)^[63]. Планета на орбіті навколо нього має мінімальну масу 2.5 M_J та середню масу 2.83 M_J, якщо припустити масу пульсара 1.4 M_☉. Мінімальна густина планети становить 11 г/см³. Для середньої маси це відповідає максимальному радіусу 48850 км^[64]. Планета робить оберт всього за 0,133 доби (3,2 год), перебуваючи на відстані 0,0049 астрономічної одиниці від M62H^[65].

PSR B1257+12

PSR B1257+12, що розташований за 710+43
−38 пк^[66] у сузір'ї Діви, у 1992 році був підтверджений як пульсар із планетами на основі спостережень, здійснених за допомогою обсерваторії Аресібо^[67]. Система складається з однієї крихітної планети масою 0,02±0,002 M_⊕ та двох суперземель з масами 4,3±0,2 і 3,9±0,2 M_⊕, якщо припустити, що пульсар має масу 1,4 M_☉^[68]. Найімовірніше, вони утворилися з протопланетного диска^[1], який виник унаслідок часткового руйнування зорі-компаньйона^[8]. Комп'ютерне моделювання показало, що система має бути стабільною щонайменше мільярд років^[68], і що в ній можуть існувати екзосупутники^[69]. Система нагадує внутрішню Сонячну систему^[4]; планети обертаються на відстанях, порівнянних з орбітою Меркурія навколо Сонця, і можуть мати подібні температури поверхні^[70]. Повідомлення про інші тіла в цій системі, ймовірно, пояснюються сонячними збуреннями^[71].

PSR J1719−1438

Хтонічна планета^[72] з масою, порівнянною з Юпітером, але з радіусом менше 40 %, обертається навколо пульсара PSR J1719-1438^[en][i][1]. Ця планета, ймовірно, є вуглецевим залишком зорі-компаньйона, випаруваної випромінюванням пульсара^[3], і була описана як «алмазна планета»^[j][6].

PSR B1620−26

Планета в подвійній системі масою 2,5±1 M_J^[74] обертається навколо PSR B1620-26, подвійної зорі, що складається з пульсара та білого карлика^[1], у кулястому скупченні M4^[4]. Ця планета могла бути захоплена пульсаром, що особливо ймовірно в умовах щільного середовища кулястого скупчення^[15], і може мати вік близько 12,6 млрд років, що робить її найстарішою відомою планетою^[k][75]. Її існування може свідчити, що планети здатні формуватися у збідненому металами середовищі, зокрема й у кулястих скупченнях^[76].

PSR J2322−2650

Ймовірно, у PSR J2322−2650 є компаньйон масою приблизно з Юпітер. Випромінювання пульсара може нагрівати його до близько 2300 K; джерело світла, яке спостерігається поруч із пульсаром, може бути саме цією планетою^[77]. Цей пульсар значно менш яскравий за багато інших, що може пояснювати, чому планета збереглася донині^[78]. Спостереження за допомогою приладу NIRSpec^[en] телескопа «Джеймс Вебб» виявили атмосферу, багату на молекулярний вуглець (C3, C2), із сильними західними вітрами^[79].

Залишкові диски й попередники

Зміни в часі надходження імпульсів від PSR B1937+21 та PSR J0738−4042^[en] можуть свідчити про існування навколо пульсарів поясу астероїдів^[l], а зіткнення астероїдів чи комет із пульсарами було висунуто як пояснення явища швидких радіосплесків^[m], гамма-спалаху GRB 101225A^[en][6] та інших типів мінливості пульсарів^[83]. Наразі не відомо жодного залишкового диска навколо пульсарів, хоча для магнетарів 4U 0142+61^[en] та 1E 2259+586^[n] припускали їх наявність^[2].

Подвійна система «білий карлик — пульсар» PSR J0348+0432^[en] може бути системою, що у майбутньому здатна сформувати пульсарні планети^[85]. Також було висунуто припущення про існування пилової хмари біля пульсара Гемінга, яка може бути попередником планет^[86].

Кандидати

Деякі повідомлення про відкриття планет біля пульсарів згодом були визнані непереконливими^[87], наприклад, «відкриття» 1991 року планети біля PSR B1829−10^[en], яке виявилося артефактом, спричиненим рухом Землі^[4]. Існування планет біля пульсара PSR B0329+54^[en] обговорюють з 1979 року і станом на 2017 залишається недоведеним^[88]. Для PSR B1828−11^[en] остаточно встановлено, що він демонструє магнітосферну активність, яка імітує наявність планет, хоча насправді їх немає^[89], а кандидат у планети біля пульсара Гемінга згодом був пояснений шумом у вимірах часу^[86].

Параметри кандидатів у пульсарні планети

Супутник (у порядку від зорі)	Маса	Велика піввісь (а.о.)	Орбітальний період (днів)	Ексцентриситет	Нахил	Радіус
PSR B0329+54[en] b	1,97 M⊕ (0,0062 MJ)	10,26	10 140	0,236	~	1,22 R🜨[90]
PSR B1258–11[en] a	1,3 M⊕ (0,0041 MJ)	~	231	0,14[91]	~	~
PSR B1258–11[en] b	6,0 M⊕ (0,0189 MJ)	~	498	0,23[91]	~	~
PSR J1555–2908 c	0,04132 M⊕ (1,3×10⁻⁴ MJ)	~	4 500	0,27[92]	~	~
PSR B0525+21 b	0,2988 M⊕ (9,4×10⁻⁴ MJ)	10,35	10 132	0,96[93]	~	~
PSR B1937+21 b	0,3178 M⊕ (0,001 MJ)	11	11 400	0,2[94]	~	~
PSR J2007+3120 b	2,3 M⊕	~	723	<0,38[91]	~	~
SGR 1806–20[en] b	18,0844 M⊕ (0,0569 MJ)	0,85	238	0,992[95]	~	~
PSR B1540–06 b	1,1 M⊕ (0,0034 MJ)	~	1 473	0,12[91]	~	~
PSR B1714–34 b	6,3 M⊕ (0,0198 MJ)	~	1 417	0,14[91]	~	~
PSR B1826–17 b	2,6 M⊕ (0,0082 MJ)	~	1 102	0,35[91]	~	~
PSR B0144+59 b	0,06 M⊕ (1,9×10⁻⁴ MJ)	~	319	0,45[91]	~	~
PSR B1727–33 b	3,5 M⊕ (0,011 MJ)	~	350	0,26[91]	~	~
PSR B2053+36 b	0,09 M⊕ (2,8×10⁻⁴ MJ)	~	1 013	0,4[91]	~	~
PSR J1758–1931 b	6,1 M⊕ (0,0192 MJ)	~	719	0,43[91]	~	~
PSR J1843–0744 b	1 M⊕ (0,0031 MJ)	~	650	0,4[91]	~	~
PSR J1904+0800 b	1 M⊕ (0,0031 MJ)	~	946	0,18[91]	~	~
PSR J2216+5759 b	3,5 M⊕ (0,011 MJ)	~	117	0,41[91]	~	~
PSR J1947+1957 b	3,7 M⊕ (0,0116 MJ)	~	1 070	0,56[91]	~	~
PSR J1931+24 b	56 M⊕ (0,176 MJ)	~	5 180	0,25[91]	~	~
PSR B0823+26 b	0,08 M⊕ (2,5×10⁻⁴ MJ)	~	28	0,37[91]	~	~
SWIFT J1756.9–2508[en] b	7,8 MJ	0,0012346	0,0379907[96]	~	~	~
PSR J2007+3120 b	2,3 MJ[91]	~	723[91]	~	~	~
PSR B0943+10[en] b	2,8 MJ	1,8	730[97]	~	~	~
PSR B0943+10[en] c	2,6 MJ	2,9	1 460[98]	~	~	~

Придатність для життя

Пульсари випромінюють зовсім інший спектр випромінювання, ніж звичайні зорі: вони майже не випромінюють оптичного чи інфрачервоного світла, але натомість вивільняють значну кількість іонізуючого випромінювання^[45] та електрон-позитронних пар, які утворюються в магнітному полі пульсара під час його обертання. Крім того, залишкове тепло ще з часу формування пульсара, нагрівання його полюсів власним випромінюванням та акрецією речовини зумовлюють теплове випромінювання та вивільнення нейтрино^[99]. Електрон-позитронні пари та рентгенівське випромінювання поглинаються атмосферою планети й нагрівають її, спричиняючи інтенсивну втрату атмосфери, що може повністю її зруйнувати^[100]. Наявність у планети магнітного поля може послабити вплив електрон-позитронних пар^[101].

Придатність до життя зазвичай визначають за рівноважною температурою планети, яка залежить від кількості отриманого випромінювання; планету вважають «придатною для життя», якщо на її поверхні може існувати вода в рідкому стані^[102], хоча навіть на планетах із незначним надходженням зовнішньої енергії може існувати підземне життя^[103]. Пульсари через свої невеликі розміри не випромінюють великих кількостей енергії; тому зона, придатна для життя може опинитися настільки близько до зорі, що припливні сили зруйнують планету^[104]. Крім того, часто неможливо точно визначити, скільки випромінювання пульсар утворює, і яка його частина може досягати поверхні гіпотетичної планети; серед відомих пульсарних планет лише планети системи PSR B1257+12 перебувають поблизу зони, придатної для життя^[105], і станом на 2015 жодну з відомих пульсарних планет не вважають потенційно придатною для життя^[4][39]. Додатковими джерелами тепла можуть бути радіоактивні ізотопи, наприклад калій-40, що утворилися під час вибуху наднової, з якої виник пульсар^[106], а також припливне нагрівання для планет, близьких до пульсара^[107]. До енергетичного балансу також може додаватися випромінювання від зовнішніх джерел, наприклад від зорі-супутника^[72].

Коментарі

1. Виживання доіснуючих планет після спалаху наднової відоме як сценарій «Саламандра»; у міфології вважалося, що саламандри витримують вогонь. Планети, які формуються з уламків зорі, відомі як сценарій «Мемноніди»; Мемноніди, за свідченням римського поета Овідія, — це птахи, створені з попелу воїна Мемнона^[5].
2. Попереднє відкриття планет HD 114762 b і Гамма Цефея Ab на той час вважалося непевним, тому їх не зараховують до перших виявлених екзопланет^[29]; крім того, пізніше з’ясувалося, що HD 114762 b є зорею (червоний карлик), а не планетою^[30].
3. Архів екзопланет НАСА наводить сім планет у системах з назвою «PSR» станом на 25 березня 2023^[37], тоді як Енциклопедія позасонячних планет містить 24 об’єкти за тими ж критеріями.^[38]
4. Для порівняння, вважають, що від чверті до п’ятої частини всіх відомих білих карликів — іншого різновиду зоряних решток — мають планети.^[39]
5. Для порівняння, у Чумацькому Шляху близько 100–400 мільярдів зір,^[43] більшість з яких, ймовірно, мають планети.^[44]
6. Планети отримують назви в порядку їх відкриття, починаючи з малої літери «b», яку додають після назви зорі. У кратних зоряних системах зорі позначають великими літерами після назви системи, починаючи з «A» для головної зорі^[47]
7. Маса Землі відрізняється від маси Юпітера приблизно у 318 разів.
8. Радіус обчислено з використанням медіанної маси та мінімальної густини, обчисленої за формулою d = (1,89813 × 10^(30) × m) / ((4/3) × π × r³), де d — густина (у г/см³), m — маса (в масах Юпітера), а r — радіус (у сантиметрах). Щоб перетворити значення з сантиметрів у радіуси Юпітера, результат слід поділити на 7.1492 × 10⁹.
9. Інколи також позначається як PSR J1719-14.
10. Її співвідношення густина-маса-радіус вказує, що вона складається майже повністю з алмазу.^[73]
11. Інше тлумачення полягає в тому, що планета могла утворитися під час спільної оболонки, що могло б зробити її віком лише 500 млн років.^[17]
12. У випадку PSR B1937+21, наймасивніший об’єкт, імовірно, має масу менш ніж 1/10 000 маси Землі^[80].
13. Швидкий радіосплеск — це сплеск радіохвиль, що триває кілька мілісекунд і походить із-за меж Чумацького Шляху.^[81] Одна з гіпотез їхнього походження полягає в тому, що планети, які обертаються в магнітному полі пульсара, створюють збурення, що спричиняє сплески, однак наразі немає відомих прикладів цього процесу.^[82]
14. У джерелі зазначено назву 1E 2259+286^[2], але правильна назва — 1E 2259+586.^[84]