Dziwne orbity planet w układzie potrójnym gwiazd

Większość planet okrąża swoje gwiazdy tym samym kierunku, w którym rotują ich gwiazdy. Dlaczego jednak niektóre rzadkie układy planetarne są niewyrównane?

W układzie potrójnym gwiazd K2-290 znajduje się para planet o bardzo zaburzonych orbitach. Planety b i c krążą wokół gwiazdy centralnej układu – K2-290A – po orbitach o nachyleniu 124o względem osi obrotu gwiazdy. Nachylenie większe niż 90o uważane jest za retrogradację, ponieważ planety poruszają się w kierunku przeciwnym do tego, w którym rotuje gwiazda.

Poprzednie badania wykazały, że nachylenie to zostało wywołane oddziaływaniem pomiędzy gwiazdą A i jej towarzyszem, gwiazdą B, podczas gdy układ planetarny gwiazdy A był wciąż w fazie rozwoju dysku protoplanetarnego. W scenariuszu tym dysk został zaburzony, gdy planety były w rezonansie z gwiazdą B, kiedy to najbliższe lub najdalsze punkty orbitalne ustawiają się w jednej linii. Jednakże, jak stwierdzili autorzy tej wcześniejszej pracy, może być więcej niż jeden sposób na niewłaściwe ustawienie dysku. Artykuł opublikowany 24 stycznia 2022 roku w The Astrophysical Journal Letters bada inną możliwą przyczynę tego niedopasowania, dotyczącą trzeciego prawdopodobnego składnika układu, K2-290C.

Autorzy pracy przeprowadzili symulację oddziaływań pomiędzy pięcioma ciałami w układzie K2-290, aby sprawdzić, jakiego rodzaju warunki początkowe doprowadziły do zaobserwowanego obecnie dziwnego ułożenia. Gdy więcej niż dwa ciała oddziałują grawitacyjnie, dynamiczne układy mogą być dość chaotyczne. Gdy odległa trzecia gwiazda (w tym przypadku C) okrąża bliższy układ podwójny (A i B) pod kątem, może to spowodować, że mimośrodowość i nachylenie orbity wewnętrznej pary będą oscylować w wyniku interakcji trzech ciał. Oscylacje te zapewniają możliwy mechanizm niewspółosiowości orbity planetarnej.

Kiedy gwiazda B jest na bardzo wydłużonej orbicie, powoduje to, że precesja orbitalna planet zmienia swoją częstotliwość, wybijając je z płaszczyzny równikowej gwiazdy A. Z gwiazdą C, która miesza w orbicie gwiazdy B, szeroki wachlarz warunków początkowych może prowadzić do tego silnie niewspółosiowego wyniku końcowego.

Autorzy pracy przetestowali ~50 000 możliwych warunków początkowych dla układu po jego uformowaniu się. Stwierdzili, że w 56% scenariuszy nachylenie orbity w szacowanym przedziale wieku gwiazdy 3,2–5,6 miliarda lat wynosi 124o. W 17% układ planetarny został zniszczony, a w 27% prób pozostał nienaruszony, ale bez dużego nachylenia. Gdy pominie się wpływ gwiazdy C na układ, tylko 12% symulacji kończy się osiągnięciem obserwowanego nachylenia.

Co więc tak naprawdę wydarzyło się w układzie K2-290? Ostatecznie autorzy pokazują, że wpływ gwiazdy C mógł wywołać obserwowane wsteczne orbity planet wokół K2-290A. Czy to oznacza, że poprzednie odkrycie dotyczące pierwotnej niewspółosiowości w dysku protoplanetarnym K2-290A są błędne? Nie, ale pokazuje, że nie jest to wymóg konieczny do uzyskania tego wyniku, gdy w grę wchodzi trzecia gwiazda.

Niektóre pytania dotyczące tego układu pozostają bez odpowiedzi. Jak na razie wiadomo jedynie, że K2-290A może posiadać tylko dwie planety, ale pomiary prędkości radialnych wskazują, że możliwa jest obecność jeszcze jednej planety o dłuższym okresie orbitalnym, co mogłoby zwiększyć poziom interakcji pomiędzy planetami a gwiazdą B. Lepsze określenie orbit gwiazd B i C mogłoby pomóc jeszcze lepiej przetestować tę dynamiczną teorię.

Co to oznacza dla innych układów planetarnych?
K2-290 był pierwszym układem, który przedstawia mocne dowody na zaburzenie pierwotne dysku, z gwiazdą B znajdującą się w odpowiedniej odległości, aby wywołać teoretyczny efekt. Jednak, biorąc pod uwagę obecność gwiazdy C, te duże nachylenia mogą powstać po fazie dysku protoplanetarnego w wielu różnych warunkach początkowych. Teoria pierwotnej niewspółosiowości opiera się na wysoce niepewnej dynamice gazu i parowaniu, podczas gdy elementy mechanizmu napędzanego trzecim składnikiem przedstawione w artykule są fizycznie dość dobrze poznane. Te dwa mechanizmy mogą współpracować w niektórych układach, ponieważ mechanizm przedstawiony w artykule nie jest silnie zależny od początkowej konfiguracji systemu.

To nachylenie pod kątem 124o nie jest szczególnie wyjątkowe; mechanizm ten może napędzać układy aż do 180o – orbita idealnie wsteczna. Dodatkowo, w innych układach, planeta wielkości Jowisza w 1/10 odległości od gwiazdy B mogłaby naśladować efekt gwiazdy B, pomagając napędzać niewspółosiowość planet wewnętrznych. To będzie fascynujące zobaczyć, jakie dziwne układy znajdą łowcy egzoplanet w następnej kolejności!

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAS

Vega

Na ilustracji: Wizja artystyczna planety na orbicie wstecznej. Źródło: ESO/L. Calçada.

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.