ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΕΠΙΤΡΟΠΗ ΕΡΕΥΝΩΝ ΕΝΙΣΧΥΣΗ ΕΡΕΥΝΗΤΙΚΗΣ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑΣ ΣΤΟ ΑΠΘ ΔΡΑΣΗ Γ. Ενίσχυση Ερευνητικής Δραστηριότητας Βασικής Έρευνας

Κωδικός Έργου: 87840

ΔΥΝΑΜΙΚΟΙ ΜΗΧΑΝΙΣΜΟΙ ΕΚΤΟΞΕΥΣΗΣ ΠΛΑΝΗΤΩΝ ΚΑΙ ΟΡΦΑΝΟΙ ΠΛΑΝΗΤΕΣ.

Επιστημονικώς υπεύθυνος : Γ. Βουγιατζής, Επίκουρος Καθηγητής, Τμ. Φυσικής ΑΠΘ.

Συνεργάτες

• Κ. Αντωνιάδου, Υποψήφια Διδάκτορας τμήματος Φυσικής
• Ι. Δ. Χατζηδημητρίου, Ομότιμος καθηγητής
• Χ. Βάρβογλης, Καθηγητής
• D. Veras, Ερευνητής στο Ινστιτούτο Αστρονομίας του Cambridge

Τι είναι οι ορφανοί πλανήτες

Στην αγγλική ορολογία παρουσιάζονται κυρίως με τα ονόματα free-floating planets ή orphan planets. Έχουν χρησιμοποιηθεί και οι όροι interstellar planet ή nomad planet ή, κατά την wikipedia “rogue planet”. Στα εληνικά κείμενα χρησιμοποιείτε και ο όρος «αδέσποτοι πλανήτες»

Οι ορφανοί πλανήτες αποτελούν αστρικά σώματα του γαλαξία μας τα οποία έχουν (σε τάξη μεγέθους) το μέγεθος του πλανήτη Δία και πλανώνται γύρω από το κέντρο του γαλαξία μακριά από το φως κάποιου αστέρα – δηλαδή δεν γυρίζουν σε κάποια σχεδόν περιοδική τροχιά γύρω από ένα συγκεκριμένο αστέρι όπως ο Ήλιος. Δεν αποκλείεται να υπάρχουν και μικρότεροι σε μέγεθος από τον Δία ή τον Κρόνο αλλά προς το παρόν είναι δύσκολο να ανιχνευτούν με τις υπάρχουσες τεχνικές δυνατότητες και μεθόδους.

Πως/Πότε ανακαλύφθηκαν

Εικασίες και μερικά πρώτα παρατηρησιακά δεδομένα για την πιθανή ύπαρξη ορφανών πλανητών παρουσιάστηκαν το 2000, από μια ομάδα ισπανών αστρονόμων με επικεφαλή τον Δρ. M.R. Zapatero Osorio καθώς επίσης και από τους P.W. Lucas και P.F. Roche. Σημαντικά όμως, και σχεδόν αδιαμφισβήτητα, παρατηρησιακά δεδομένα παρουσιάστηκαν το 2011 από μια μεγάλη ομάδα ερευνητών με επικεφαλή τον Takahiro Sumi του πανεπιστημίου της Οσάκα. Οι παρατηρήσεις έγιναν στο Mount John Observatory της Νέας Ζηλανδίας με την μέθοδο των βαρυτικών φακών (gravitational microlensing). Οι μετρήσεις άρχισαν το 2005 και σαρώθηκαν περίπου 50 εκατομμύρια αστέρια και καταγράφτηκαν 10 παρατηρήσεις οι οποίες πρέπει να αντιστοιχούν σε ορφανούς πλανήτες.

Πόσοι υπάρχουν;

Το γεγονός ότι οι παρατηρήσεις της ομάδας του Τ. Sumi βρήκε 10 περιπτώσεις ορφανών πλανητών δείχνει ότι πρέπει να υπάρχουν πάρα πολλοί. Εικάζεται ότι είναι διπλάσιοι από τον αριθμό των αστεριών του γαλαξία μας. Για να δοθεί όμως ένας αξιόπιστος αριθμός θα πρέπει πρώτα να βρεθούν και να μελετηθούν οι τρόποι δημιουργίας τους.

Πως δημιουργούνται;

Έχουν προταθεί οι εξής τρόποι σχηματισμού ορφανών πλανητών

i) Δημιουργήθηκαν, όπως και οι υπόλοιποι πλανήτες μέσα στο πρωτο-πλανητικό δίσκο ενός αστέρα. Λόγω όμως της βαρυτικής αλληλεπίδρασής τους με μικρότερα σώματα του δίσκου ή άλλους πλανήτες δημιουργήθηκαν αστάθειες που εκτόξευσαν κάποιον ή κάποιους από αυτούς μακριά από το «υπο κατασκευή» ηλιακό σύστημα. Οι ορφανοί αυτοί πλανήτες θα πρέπει να είναι λοιπόν «άγουροι» πλανήτες αφού δεν ολοκληρώθηκε η δημιουργία τους και η τοποθέτησή τους σε μια ευσταθή κατάσταση.

ii) Δημιουργήθηκαν όπως οι καφέ νάνοι αλλά για κάποιον ανεξήγητό προς το παρόν λόγο δεν πρόλαβαν να συσσωματώσουν μεγάλη μάζα (πάνω από 10 μάζες του πλανήτη Δία) αλλά παρέμειναν «καφέ νάνοι σε εμβρυακό στάδιο». Σημειώνουμε, ότι η δημιουργία των καφέ νάνων απαιτεί την ύπαρξη αρκετής ποσότητας και πυκνότητας μάζας μοριακού νέφους ώστε να αρχίσει η βαρυτική κατάρρευση – μια τέτοια κρίσιμη μάζα αερίου οδηγεί γενικά σε σώματα με μάζες πάνω από 10 μάζες Δία.

iii) Δημιουργήθηκαν από πλανητική σκέδαση, δηλαδή ένα ουράνιο σώμα (μικρό αστέρι ή ορφανός πλανήτης) περνάει κοντά από ένα υπάρχον ευσταθές ηλιακό σύστημα και το αποσταθεροποιεί. Συνέπεια αυτής της αποσταθεροποίησης μπορεί να είναι η διαφυγή ενός τουλάχιστον από τους πλανήτες του συστήματος.

iv) Διέφυγαν από μακροχρόνια ευσταθή πλανητικά συστήματα όταν το αστέρι τους άρχισε να πεθαίνει (εξέλιξη μετά την κύρια ακολουθία). Κατά την εξέλιξη αυτή το αστέρι χάνει ένα μεγάλο μέρος της μάζας του γεγονός που επηρεάζει σημαντικά τη δυναμική του συστήματος και προκαλεί την αποσταθεροποίησή του και την εκτόξευση κάποιου πλανήτη. Τον μηχανισμό αυτόν προτείνουμε και μελετούμε στο παρόν ερευνητικό πρόγραμμα.

Άρθρα για Ορφανούς Πλανήτες <Ελληνικά> http://www.tovima.gr/science/physics-space/article/?aid=401484 _http://www.dealnews.gr/leaders/item/19942____ http://www.enet.gr/?i=news.el.article&id=277220 http://news.in.gr/science-technology/article/?aid=1231221983

O αδέσποτος εξωπλανήτης μόλις που διακρίνεται με επίγεια τηλεσκόπια (Πηγή: P. Delorme et al.)

Χαοτική Δυναμική Εξέλιξη και Διαφυγή

Ένα πλανητικό σύστημα μπορεί να μοντελοποιηθεί με το «πρόβλημα των Ν-σωμάτων» της ουράνιας μηχανικής. Το πιο απλό πλανητικό σύστημα αποτελείται από ένα πλανήτη και η εξέλιξή του γίνεται σύμφωνα με τους νόμους του Kepler. Αν όμως το σύστημα αποτελείται από δύο πλανήτες τότε το σύστημα περιγράφεται με το «πρόβλημα των τριών σωμάτων» το οποίο παρουσιάζει πολύπλοκη συμπεριφορά λόγω τώρα της βαρυτικής αλληλεπίδρασης των δύο πλανητών. Ανάλογα με τις αρχικές συνθήκες των πλανητών η κίνησή τους μπορεί να είναι κανονική με μακρόχρονη ευστάθεια ή να παρουσιάζει χαοτική συμπεριφορά. Στην τελευταία περίπτωση το σύστημα μπορεί να αποσταθεροποιηθεί (αλλά όχι πάντα, τουλάχιστον για χρονικά διαστήματα της τάξης του ενός δις ετών). Η αποσταθεροποίηση αυτή περιγράφεται από μια ανώμαλη εξέλιξη η οποία μπορεί να οδηγήσει στη διαφυγή ενός από τους πλανήτες (συνήθως αυτού με τη μικρότερη μάζα)

Μεταβολή Αστρικής Μάζας

Μεταβολή (μείωση) της μάζας των αστέρων παρουσιάζεται, γενικά, καθ’ όλη την διάρκεια της ζωής τους αλλά ο ρυθμός της είναι πολύ αργός ώστε να μπορέσουμε να παρατηρήσουμε κάποια επίδραση στην εξέλιξη των πλανητών. Όταν ένα άστρο αρχίζει να πεθαίνει (εξέλιξη μετά την κύρια ακολουθία) αρχίζει και χάνει μια μεγάλη ποσότητα της μάζας του μέχρι την τελική του μετατροπή σε έναν λευκό νάνο, έναν αστέρα νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Μπορεί να έχουμε μείωση μάζας της τάξης του 70-80% μέσα σε 100.000 χρόνια. Μια τέτοια μεταβολή της μάζας του αστέρα επηρεάζει την κίνηση των πλανητών γύρω του, όπως για παράδειγμα αυξάνει τον μεγάλο ημιάξονα της τροχιάς (βλ. διπλανό σχήμα). Αν η απώλεια της μάζας είναι πολύ μεγάλη (>90%) τότε ο πλανήτης μπορεί να διαφύγει από την έλξη του εναπομείναντα αστέρα.

Γενικά η μεταβολή της μάζας του αστέρα m=m(t) μεταβάλλει όλα τα τροχιακά χαρακτηριστικά του πλανήτη. Για αργές μεταβολές έχουμε

• Μεγάλος ημιάξονας : Αύξηση
• Εκκεντρότητα : ταλαντώσεις με αυξανόμενο πλάτος
• Γωνία περιηλίου : ταλαντώσεις με αυξανόμενο πλάτος
• Συντονισμός πλανητών : σχεδόν σταθερός

Αποσταθεροποίηση πλανητικών συστημάτων μετά την μείωση της αστρικής μάζας

Στο διπλανό σχήμα παρατηρούμε τις μεταβολές των μεγάλων ημιαξόνων και της εκκεντρότητας σε ένα υποθετικό παράδειγμα ενός πλανητικού συστήματος με δύο πλανήτες (μπλε και κόκκινες γραμμές) σε τρία στάδια εξέλιξης

Α. t<100 χρόνια, Η μάζα του αστέρα παραμένει σταθερή (m=1), οι μεγάλοι ημιάξονες των πλανητικών τροχιών είναι σχεδόν σταθεροί. Οι εκκεντρότητες εκτελούν μικρές και κανονικές ταλαντώσεις. Η κίνηση αυτή είναι μακροχρόνια ευσταθής.

Β. 100<t<220 χρόνια. Στο διάστημα αυτό ο αστέρας χάνει το 75% της μάζας. Οι τροχιές των πλανητών παρουσιάζουν αύξηση του μεγάλου ημιάξονα και μεταφέρονται ποιο μακριά από το αστέρι. Οι εκκεντρότητες εκτελούν ταλαντώσεις με αυξανόμενο πλάτος

Γ. t>220 χρόνια. Σταματάει η μείωση της μάζας του «αστέρα» (τώρα είναι m=0.25). Το νέο πλανητικό σύστημα με σταθερή αστρική μάζα ξεκινάει να εξελίσσεται με νέες αρχικές συνθήκες οι οποίες τώρα, λόγω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης μεταξύ των πλανητών, αντιστοιχούν σε χαοτική κίνηση .

Το τέταρτο στάδιο της πλανητικής εξέλιξης είναι η μακροχρόνια χαοτική εξέλιξη μετά την σταθεροποίηση της μάζας του «αστέρα». Οι τροχιές γίνονται ακανόνιστες και απρόβλεπτες με την εκκεντρότητα να παίρνει μεγάλες τιμές. Τελικά ο μικρότερος πλανήτης διαφεύγει από το σύστημα και μπορεί να περιπλανιέται ελεύθερος μακριά από την βαρυτική έλξη του εναπομείναντα αστέρα. Ο διαφυγών αστέρας γίνεται ένας ορφανός πλανήτης.

Άρθρα της παρούσας έρευνας

G. Voyatzis, J.D. Hadjidemetriou and K. Antoniadou, «Ejection of planets via stellar mass loss and chaotic

Scattering», preprint, 2013 (pdf)

George Voyatzis, John D. Hadjidemetriou, Dimitri Veras and Harry Varvoglis, “Multi-Planet Destabilisation and Escape in Post-Main Sequence Systems”, submitted to MNRAS, 2013 (pdf)

Παρουσίαση : G. Voyatzis, Destabilization of planetary systems due to stellar mass loss. Escape of planets. (pdf)

Κώδικες : Αριθμητική επίλυση προβλήματος 3-σωμάτων με αστρική μεταβολή μάζας (τεχνική περιγραφή, κώδικές)