Piękna fizyka: Powstawanie układów planetarnych

Dzięki uprzejmości red. Marka Oramusa, przedstawiam Państwu jeden z rozdziałów (Rozmowa 8) wydanej pod koniec 2018 r. jego książki "Na niebie i Ziemi". Grupuje tam 27 wywiadów z uczonymi polskimi różnych specjalności (m.in. Paczyński, Wolszczan, Udalski i in.). Książka jest bardzo interesująca, mimo że ja tam figuruję. Dodałem tu jedynie ilustracje, których nie było w orginalnym wywiadzie.

https://wydawnictwofronda.pl/ksiazki/na-niebie-i-ziemi

                                  BILARD  GRAWITACYJNY

                                 prof. Paweł Artymowicz, astrofizyk

Ten potwierdzony niedawno schemat powstawania gwiazd wraz z planetami był proponowany kilka razy w dziejach nauki, po raz pierwszy przez atomistów jońskich (żyjących po inwazji Persów w trackiej Abderze) dwa i pół tysiąca lat temu.      (rys.: pantacake.com)

- Czy obłok, z którego mają  powstać gwiazdy i planety, musi wykazywać jakieś specjalne cechy?

- To nie musi być jakiś szczególny obłok; istotne, żeby był w wytrącony z równowagi hydrostatycznej i choć trochę się obracał. Jeżeli obłok nie wykazuje rotacji, wówczas nie powstanie tam układ planetarny, przynajmniej w znanej nam postaci. W układach planetarnych większość masy jest skupiona w gwieździe, ale większość momentu pędu to ruch planet. Dysk, z którego powstaliśmy, miał na początku więcej momentu pędu niż mają obecne planety, ale sam proces tworzenia się wczesnego tzw. pseudo-dysku, jego ewolucja jeszcze przed powstaniem planet, usunęła dużą część momentu pędu dzięki siłom magnetycznym. Linie pola magnetycznego przenikają kurczący się dysk i odbierają moment pędu centralnej części dysku, przesyłając go na zewnątrz. Centralna część tworzy protogwiazdę, a otaczający ją dysk osiąga równowagę między przyciąganiem protogwiazdy a siłą odśrodkową, tzw. rotację keplerowską. Aby otrzymać Układ Słoneczny, trzeba więc aby początkowy obłok się obracał, co dla dużego obiektu przed kolapsem jest zupełnie naturalne. Obłoki oddziałują ze sobą, występuje też rotacja całego dysku galaktycznego.
Wszystkie układy planetarne powstają w ten sam sposób: najpierw tworzy się wspomniana wyżej protogwiazda, ale nie jako obiekt sferyczny, tylko właśnie jako sfera plus dysk, przez który materia spływa na rodzącą się gwiazdę. To, co pozostaje z dysku, posłuży do zbudowania planet. Planety są produktem ubocznym powstawania gwiazd. Kiedyś to była tylko teoria, zresztą niesłychanie stara - o wielkim obracającym się wirze utworzonym ze spadających z oddali atomów, turbulentnym w środku, z którego powstała Ziemia i planety. Tak mówili Leukip i Demokryt w Abderze prawie 2500 lat temu. Najnowsze obserwacje potwierdziły najstarszą teorię: sto procent gwiazd powstaje z udziałem dysków!

Mgławica Orła, obszar tworzenia nowych gwiazd i planet w gwiazdozbiorze Węża. (źr.: Hubble ST, NASA)

- Jaki impuls inicjuje powstanie najpierw gwiazdy, a potem jej planet? Skąd obłok „wie”, że już przyszedł na to właściwy czas? Czy powoduje to grawitacja, czy jakiś czynnik zewnętrzny?

- Układy planetarne powstają z najgęstszych części ciemnych obłoków molekularnych, czyli zimnego, rozrzedzonego gazu, który zawiera głównie molekuły H₂, atomy helu i pył. Taki obiekt znajduje się w przybliżonej równowadze między grawitacją, która stara się go skupić, a ciśnieniem gazu, większym w środku obłoku i mniejszym na zewnątrz. Ciśnienie, a raczej jego różnice, starają się rozprężyć obłok. Druga sprawa: w części obłoku występują ruchy turbulentne, nadające energię kinetyczną, która działa podobnie jak ciśnienie – stara się rozprężyć obłok. Te parametry są mierzone podczas obserwacji obłoków – widać, że pomiędzy grawitacją a pozostałymi przeciwdziałającymi jej czynnikami istnieje mniej więcej równowaga. Coś powoduje, że z takich obłoków czasem tworzą się gwiazdy: albo zmniejszenie temperatury, albo wzrost gęstości i masy. Jedną z ważniejszych przyczyn jest przejście przez ramię spiralne Galaktyki – w tych właśnie miejscach obłoki znajdują się bliżej siebie, zaczynają się częściej ze sobą zderzać, a w rezultacie przekraczają czasem masę stabilną. Również ciśnienie okolicznego gazu wokół nich rośnie i to może spowodować zaburzenie równowagi. Grawitacja wygrywa z innymi formami energii w obłoku. To jest powód, że obłoki kolapsują, czyli zapadają się grawitacyjnie.
Jak się ostatnio okazało, nie jest to jednak zjawisko efektywne. Materiału w tych obłokach nie brakuje, ale nawet w obszarach tworzenia gwiazd tylko kilka procent spośród nich ulega na tyle silnym zaburzeniom, aby wytworzyć gwiazdy. Dlatego czasem przydaje się pomoc od nowo utworzonych gwiazd albo od gwiazd umierających, np. w formie wybuchów supernowych. Młode, powstające gwiazdy wysyłają bipolarne (dwubiegunowe) strugi materii i wiatr gwiezdny, które mogą zaburzać obłok, a supernowe powodują fale uderzeniowe i dostarczają do obłoku dodatkowo izotopy radioaktywne, np. ²⁶Al,  które mogą się przydać tworzącym się gwiazdom i planetom, m.in. rozgrzewając nowo utworzone obiekty. Po tym jak po liniach papilarnych możemy dochodzić, jakie gwiazdy wpłynęły na kolaps naszego obłoku.

- Rozumiem, że w tej chwili obserwujemy takie obłoki i na podstawie ich zachowania wnioskujemy, jak te początki mogły wyglądać w naszym przypadku.

- Kiedy patrzymy na te obłoki naszymi oczami, to nic nie widzimy, bo one są z początku tak chłodne i pełne pyłu, że nie wysyłają światła i są nieprzezroczyste. Nawet gdyby tam się tworzyły gwiazdy, to byśmy ich nie zobaczyli. Proces grawitacyjnego zapadania się obłoku jest krótki i trudno go zaobserwować. W pierwszym momencie, kiedy światło nowej gwiazdy do nas dociera, ona już ma sporą część tej masy, którą zdoła finalnie zebrać w trakcie formowania się. Najłatwiej badać powstawanie protogwiazd w promieniowaniu długofalowym, dzięki któremu można zajrzeć do środka obłoku molekularnego, np. w dalekiej podczerwieni lub zakresie fal milimetrowych, albo radiowych.  Obserwacje radiowe nie są jednak dokładne, ich rozdzielczość pozostawia wiele do życzenia, widać tylko zarysy intensywności fal radiowych wydobywających się z obłoków. Pozwala nam to ocenić temperaturę i dzięki zjawisku Dopplera rotację, ale nie pozwala zobaczyć szczegółów, np. czy planety nie zaczynają się tworzyć już na tym etapie. Znanym rejonem, gdzie powstają nowe gwiazdy, jest mgławica w Orionie ok. 1300 lat świetlnych od nas. Znacznie bliżej nam do starszych gwiazd, które mają piękne dyski pyłowe (pochodzące ze zderzeń planetoid i parowania komet) i układy planet – ale chodzi też o prześledzenie samego początku.

 

Bardzo młoda gwiazda  HL Tauri (wiek ~0.1 mln lat) wraz z intrygującym dyskiem protoplanetarnym. Położona jest w gwiazdozbiorze Byka, w odległości 450 lat świetlnych od Ziemi, a wiec stosunkowo niedaleko - dzięki temu obraz w falach milimetrowych pokazuje bezprecedensowe szczegóły, o których nie wiadomo jeszcze było w czasie rozmowy. (Obserwatorium ALMA, 2014 r.)

- A jak wyglądało to w przypadku naszego Słońca? Podobno w jego obłoku powstało od razu 3600 gwiazd?

- Być może, bo podobną liczbę gwiazd widzimy w mgławicy Oriona. Z początku mamy wielką chmurę, która jest niejednorodna, a jej części poruszają się względem siebie ruchem turbulentnym. Gdy turbulencja słabnie i rozpoczyna kolaps, w kurczącym się obłoku powstają filamenty, czyli włókna gęstszego gazu. Rozciągają się we wszystkich kierunkach i w pewnym momencie dzielą się na fragmenty. Z nich właśnie powstają pojedyncze, podwójne bądź nawet potrójne protogwiazdy. Powstają też obserwowane ostatnio brązowe karły - nieudane gwiazdy, za mało masywne by osiągnąć temperaturę potrzebną do "spalania" wodoru. W obłoku sytuacja jest bardzo dynamiczna, ponieważ jego części wciąż poruszają się względem siebie, a każda protogwiazda otoczona jest rotującym dyskiem gazu i pyłu. Gwiazdy i dyski oddziałują pomiędzy sobą, ponieważ dzielą je małe odległości. Dyski zderzają się ze sobą. Na wyklarowanie się tej sytuacji potrzeba kilkadziesiąt, nawet do dwustu tysięcy lat. W tym czasie ustala się statystyka gwiazd: ile ich jest, jakiego rodzaju i jakie mają dyski. Na dużych komputerach potrafimy już symulować ten proces tworzenia się od razu całej gromady gwiazd. Liczebność gromady zależy od rozległości obłoku, od tego, ile materii zawiera.  Tylko kilka spośród gwiazd będzie gwiazdami masywnymi, które potem szybko wypalą się i umrą. Nie wszystkie wybuchają jako supernowe, niektóre najpierw odrzucają otoczkę, ale to też zaburza ich środowisko. Gwiazdy masywne mają wielką rolę do odegrania – emitują promieniowanie ultrafioletowe, które rozbija i nawet jonizuje molekuły H₂ , odrzucając je poza obłok. Proces ten nazywa się foto-ewaporacją lub odparowywaniem obłoku i kończy etap narodzin gwiazd i planet gazowych.

Fragmenty mgławicy Orła (M16) w ogonie Węża, 7 tysięcy lat świetlnych od nas. Powierzchnia zimnego obłoku odparowuje (tzw. foto-ewaporacja) pod wpływem promieniowania ultrafioletowego nowo powstałych, masywnych gwiazd (źr.: STScI, NASA)

- Te początkowe fazy genezy Układu Słonecznego zostały odtworzone dzięki symulacjom komputerowym. Na ile są to wiarygodne rekonstrukcje?

- Symulacje są bardzo pomocne. Kiedy nie było odpowiednio wydajnych komputerów, w teoriach powstawania gwiazd dominowały modele zapadania grawitacyjnego (kolapsu) obłoków, w których siłą rzeczy dokonywano znacznych uproszczeń fizyki procesu (założenia sferycznej symetrii obłoku i braku jego rotacji, uproszczone potraktowanie ważnego współczynnika nieprzezroczystości materii w zależności od temperatury i gęstości gazu). Założenia te wpłynęły na zasadniczy wynik: sądzono, że gwiazdy mogą powstawać przy zachowaniu symetrii sferycznej, bez dysków i spiralnych fal gęstości wewnątrz nich. Nie było jeszcze wtedy bezpośrednich metod zaobserwowania kolapsu. Dziś wiemy, że 100 procent gwiazd powstaje otoczonych płaskim, rotującym dyskiem protogwiazdowym, poprzez który materia spływa po ciasno nawiniętej spirali na formującą się protogwiazdę. 

- Czy słuszne jest domniemanie, że symulacje pokazują tylko z pewnym prawdopodobieństwem mechanizmy genezy Układu Słonecznego? Czyli jak mogło być, a nie jak było?

- Ściśle rzecz biorąc, żaden model numeryczny nie oddaje precyzyjnie rzeczywistości. Mimo to, jeśli znamy dobrze fizykę zagadnienia, możemy zbliżyć się do rzeczywistości dowolnie blisko. Gdyby tak nie było, astronauci polecieliby w kierunku Księżyca i nie wrócili, bo trajektoria ich pojazdu byłaby niedokładna. Chodzi tu głównie o lepsze rozumienie tego, jak modelować, niż tego, jak szybkich komputerów trzeba by użyć. Obecne modele powstawania dysków protogwiazdowych, czyli także protoplanetarnych, są godne zaufania. Takie dyski nie tylko powstają, ale bardzo dramatycznie zmieniają się w czasie pierwszych 100 tys. lat istnienia. Powstając w gromadzie, protogwiazdy zbliżają się do siebie i oddalają, przez co ich dyski zderzają się czasem lub są deformowane przypływowo, a czasem niejako przycinane przez przelatujące blisko gwiazdy.

Symulacja powstawania gwiazd i dysków protoplanetarnych metodą SPH.

- Wróćmy do odparowywania obłoku. Czy gwiazda czyści sobie w ten sposób układ?

- Nie każda gwiazda samodzielnie by  mogła sobie z tym poradzić, więc pomagają jej wielkie, masywne koleżanki typu O i B, jeśli znajdują się w okolicy. Potrafią one odparować resztki oryginalnego obłoku w czasie 2,5 – 3 mln lat. Nadchodzi czas tworzenia się planet. Praktycznie po 10 mln lat nie ma już dysków wokół nowo powstałych gwiazd. Nasz układ musiał się sformować właśnie w tym czasie, ponieważ inaczej Jowisz z Saturnem nie składałyby się z gazu praktycznie takiego samego jak Słońce. Tworzenie układu planetarnego jest niesłychanie szybkie w porównaniu z jego długim życiem: nasz układ liczy już 4568 mln lat, a utworzył się w ciągu zaledwie 10 mln lat.

- Podobno w gromadzie gwiazd Słońca było względnie luźno, na co wskazują kołowe i regularne orbity krążących wokół niego planet.

- Gwiazdy oddziaływały jednak ze sobą i jak wspomniałem, z dyskami. Wiemy to z badania zewnętrznej części Układu Słonecznego, która nie była znana przed rokiem 1991, kiedy odkryto pierwsze obiekty pozaneptunowe w Pasie Kuipera. Obszar ten zaczyna się w okolicy Plutona, czyli jakieś 40 JA od Słońca, a kończy dziwnie blisko. W miarę, jak odkrywano coraz więcej obiektów, zwanych obecnie planetami karłowatymi - Pluton wcale nie jest największym z nich - okazało się, że dalej niż w odległości 48 JA tych ciał zaczyna po prostu brakować, że nie są one równomiernie rozłożone do dużej odległości. Zupełnie jakby Układ Słoneczny miał brzeg, choć nieostry – istnieje bowiem grupa ciał  na wydłużonych orbitach nazywana  rozproszonym dyskiem Kuipera.  Oczywiście dużo dalej jest jeszcze Obłok Oorta, w którym są odległe komety, ale strefa masywnych ciał kończy się właśnie na ok. 50 JA. Dlaczego? Dyski protoplanetarne w mgławicy Oriona są dużo większe, mają po 200 JA. Wydaje się, że nasz układ musiał tworzyć się w gęstej gromadzie gwiazd i właśnie przeloty zaburzające zewnętrzną strukturę dysku obcinały jego zewnętrzne rozmiary do 50 JA. Nie wiemy, do jakiej odległości rozciągają się inne układy, możemy tylko o tym sądzić z ułożenia w nich pyłu. Pył obserwowany wokół pobliskiej gwiazdy β Pictoris sięga 1000 JA. Problem polega na tym, że nawet gdy dysk małych planet mierzy 100 – 150 JA, to my nie widzimy tych masywnych ciał. Być może one tam są, a może ich nie ma. W tej chwili nie potrafimy jeszcze dostrzec planet karłowatych poza naszym układem.

- Spotkałem się z poglądem, że istotne było też miejsce, gdzie to wszystko się działo. Astronom australijski Lineweaver twierdzi, że w Galaktyce istnieje strefa sprzyjająca powstawaniu gwiazd i planet, odległa od centrum o jakieś 27 tysięcy lat świetlnych. Słońce znajduje się blisko środka tego pasa, który stopniowo przemieszcza się ku obrzeżom dysku. Bliżej centrum Galaktyki warunki do powstawania gwiazd i planet są podobno gorsze: jest tam za  dużo gwiazd, sporo czarnych dziur, za często wybuchają supernowe, a burstery gamma emitują potworne ilości promieniowania. Jest też zbyt dużo węgla, wskutek czego powstają tam planety węglowe, całkowicie odmienne od tych, które znamy.

- Na pewno Lineweaver częściowo ma rację, bo nie są korzystne np. ekstremalne zmiany stosunku węgla do tlenu. Na początku mamy bardzo dużo atomów węgla, tlenu i azotu – te trzy pierwiastki uczestniczą w tworzeniu energii w gwiazdach w ramach procesu C-N-O. Na ogół jest dużo mniej atomów węgla niż tlenu, węgiel nawet przy dużych temperaturach w obłoku chętnie łączy się z tlenem w CO, czyli czad. Pozostały tlen uczestniczy w tworzeniu układu planetarnego, natomiast cząsteczki CO nie lubią kondensować w pył, ponieważ do tego trzeba bardzo niskich temperatur. Tlen natomiast bardzo chętnie łączy się z krzemem, który w następnej kolejności powstaje w gwiazdach. Dzięki temu powstają krzemiany, budulec na planety ziemskiego typu. Nawet po utworzeniu krzemianów pozostaje jeszcze swobodny tlen, który w niskiej temperaturze 150 – 180 K chwyta wszechobecny wodór i tworzy lód  H₂O. Jest on także ważny w układach planetarnych, bo bez wody byśmy marnie wyglądali. Wody może brakować tam, gdzie jest za dużo węgla w stosunku do tlenu, ale to nie jest jasne, czy takie rozległe obszary rzeczywiście w Galaktyce istnieją.

- W fazie tworzenia się planet mieliśmy dużo więcej wielkich ciał, ale część została wyrzucona z układu. Jak to przebiegało?

- Nie ma standardowej teorii, która przewiduje, ile planet się tworzy, a ile na tym etapie jest traconych, ale fizycznie taki proces jest możliwy na zasadzie bilardu grawitacyjnego. Masywna planeta w wyniku bliskiego przejścia może mniejszą planetę wyrzucić, a sama przejść na orbitę bardziej eliptyczną. Ja bym nie powiedział, że to był taki mechanizm; raczej za to, co tu zachodzi, odpowiada konkurencyjna hipoteza oddziaływania z dyskiem. W układach pozasłonecznych widzimy gorące Jowisze, a planety generalnie starają się być na orbitach bardziej eliptycznych. Małych planet wciąż jeszcze nie widzimy dobrze i statystyka jest tu zakłócona. Pewne planety są łatwiejsze do wykrycia i tylko z tego powodu rejestrujemy ich dużo więcej. Nasze techniki preferują odkrywanie pewnych rodzajów planet, dużo jest Jowiszów i ciał wielkości Neptuna, a także planet zwanych super-Ziemiami o masach np. dziesięć albo i piętnaście razy większych od naszej planety. Super-Ziemia zawsze brzmi lepiej niż mini-Neptun.
Prawdopodobnie nasz układ nie jest całkiem typowy, większość orbit jest mała, ale nie jesteśmy wyjątkowi, bo już odkryto kilka układów o podobnej architekturze. Procent odkrywanych układów z wieloma planetami ciągle rośnie, więc niby nie ma powodów do niepokoju. Nie obserwowaliśmy wystarczająco długo, aby odkryć planety o długich okresach obiegu, one jeszcze nie wywołały dużej zmiany prędkości radialnej. Może istnieć planeta o tak długim obiegu, że jej wpływ wydaje się częścią normalnego ruchu gwiazdy w Galaktyce, a dopiero za 50 lat okaże się, że ten ruch zwolni i w ogóle się odwróci. Teoretycznie, można zaobserwować zaćmienie gwiazdy przez taką odległą planetę, ale jest to mało prawdopodobne, by trafić akurat na ten moment.

- Czy w układach z gorącymi Jowiszami krążącymi ciasno wokół swej gwiazdy odkryto jeszcze jakąś planetę?

- Tak, jest wiele takich przypadków.

Artystyczna wizja powstawania planet w dysku gwiazdy β Pictoris, gdzie znaleziono już jednego super-Jowisza (źr. rys. pantacake.com)

- Pytam oczywiście o kwestię migracji. Te Jowisze nie narodziły się w tym miejscu, tylko stopniowo dryfowały z wnętrza układu po spirali, wyrzucając po drodze mniejsze planety.

- Dobre pytanie, czy właśnie tak jest. Okazuje się, że zależy to od tempa, w jakim to się odbywa. Jeżeli Jowisz migruje wolno, wówczas potrafi uwięzić w rezonansach i jak spychacz pchać przed sobą w kierunku gwiazdy wszystkie planety wewnętrzne. Wtedy będą one zniszczone, a przynajmniej zostaną zaburzone do tego stopnia, że potem się ze sobą zderzą. Natomiast jeżeli Jowisz rodzi się kilka JA od gwiazdy, ale szybko migruje, wówczas może pozostawić planety typu Ziemi na względnie mało zaburzonych orbitach. Te orbity będą bardziej eliptyczne i o większym nachyleniu, ale pamiętajmy, że to się wszystko dzieje, kiedy jest jeszcze dysk. On może zmniejszyć zaburzenie orbity małej planety.
Migracja to w ogóle kluczowe zjawisko dla powstawania układów planetarnych. Są to oddziaływania podobne do przypływów: Księżyc wywołuje fale w oceanie, a maksimum przypływu występuje po przejściu Księżyca nad głową obserwatora. Planeta zaburza przepływający obok niej dysk, powoduje zbliżenie się materii dysku do siebie, ale odbywa się to niesymetrycznie, tzn. wybrzuszenie przypływowe nie jest ułożone wzdłuż linii między gwiazdą a planetą, tylko tak, że występuje moment siły, który albo ciągnie planetę wzdłuż jej kierunku ruchu, albo przeciwnie do tego kierunku. W ten sposób zaburza orbitę i przez to albo powiększa, albo zmniejsza odległość do gwiazdy.

Planety obiegają swą gwiazdę HR 8799 zgodnie z prawami Keplera (fot: NASA)

- Raczej zmniejsza, skoro migracja odbywa się do środka układu.

- Tak, teoria potwierdza, że tendencja będzie raczej do środka układu, ale mogą być wyjątki. Odkryto kilka lat temu cztery masywne planety daleko od gwiazdy HR8799, które na pewno tam nie powstały, a więc migracja jednak odbywa się w dwóch kierunkach. Ale może zachodzi na tyle szybko, że planety typu Ziemi ocaleją na zaburzonych orbitach, a istniejący dysk gazowy wytłumi nachylenia i eliptyczności tych orbit. Wtedy ich orbity nie zaczną się zbliżać i przecinać, co byłoby wstępem do zderzenia takiego jak to, które przydarzyło się proto-Ziemi i utworzyło nasz Księżyc.

Symulacja powstawania Jowisza.  Gęstość gazu w dysku protoplanetarnym,  w układzie biegunowym (r,φ) (P. Artymowicz)

- Czy w wyniku  bonanzy, jaka się rozegrała między protoplanetami i innymi ciałami we wczesnej fazie genezy układu, została wyeliminowana większość planet? Mniejszość?

- To nie jest pewnik, że tak się w ogóle dzieje w statystycznej większości układów. Tylko część układów wykazuje tak silne eliptyczności orbit, że do zrozumienia tego jest konieczne silne oddziaływanie planet między sobą. Większość planet chyba pozostała. Dysk protoplanetarny nie jest nigdy bardzo masywny.  Nie ma zbyt wiele materiału, który byłby w układzie planetarnym niewykorzystany lub rzucany na słońce.

- Ale proszę spojrzeć, jak to wygląda w naszym układzie. Orbity są niemal kołowe, a mówi się, że było trochę zderzeń i parę planet przy tym wyleciało.

- Są różne teorie. Nie jest np. dokładnie ustalone, jak tworzyły się planety zewnętrzne: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Najpopularniejsza w tej chwili teoria głosi, że Uran z Neptunem utworzyły się między Jowiszem a Saturnem, ale zostały wyrzucone poza orbitę Saturna, kiedy było jeszcze tam na tyle materii, że oddziałując z nią ich orbity z powrotem przybrały kształt kołowy.

- Czy Pan jako fachowiec od układów planetarnych opowiada się za katastroficzną wersją powstawania planet, czy przebiegało to raczej spokojnie?

- W naszym układzie nie widać oznak gwałtownego bilardu grawitacyjnego, nie ma śladu, że została utracona duża planeta. Jego architektura wygląda dość spokojnie; jest na tyle rzadko „zamieszkany” przez planety, że nie ma wątpliwości co do długofalowej stabilności ich orbit. W innych układach jest z tym znacznie gorzej, bywają takie, w których dwa super-Jowisze zbliżają się na odległość pomiędzy Wenus a Ziemią, czyli bardzo blisko jak na ich masy i potężne pola grawitacyjne. Wydaje się to stanem niestabilnym, który musi skończyć się katastrofą. W układzie Ypsylon Andromedy dwie takie wielkie planety przetrwały dzięki temu, że tempa precesji ich orbit pod wpływem wzajemnej grawitacji są te same. Gdyby te dwie elipsy zaczęły się obracać względem siebie, szybko by doszło do zderzenia. W ten sposób układ ten przetrwał 3,5 mld lat.

Egzoplanety znane do początku 2015 r. (niebieskie) i nowo odkryte układy (lato 2015, żółte). W Układzie Słonecznym znamy 8 planet, a w układach pozasłonecznych już ponad 500 razy więcej. Po roku 2013 (kiedy rozmawialiśmy po raz pierwszy) odkryto bardzo wiele planet o masie zbliżonej do ziemskiej. (Obserwatorium satelitarne Kepler, NASA)

- Jak wielka jest różnorodność innych światów?

- Wśród ponad tysiąca znanych obecnie układów planetarnych notujemy niesłychaną różnorodność: wielkie egzoplanety blisko słońc, wielkie planety daleko od swych słońc, pojedyncze wielkie i małe egzoplanety bez słońc, kilka planet wokół pulsarów i brązowych karłów. Znamy planety-olbrzymy, które występują parami i ratuje je rezonans. Są układy większej liczby planet, niż wokół Słońca. Są też masywne super-Ziemie zrobione ze skał i pozasłoneczne Neptuny pełne wody. Na większości planet nie ma jednak warunków do istnienia ciekłej wody, jest albo za gorąco, albo za zimno. Są też takie planety, na których nocnym niebie pas Drogi Mlecznej przecina jasny pas pyłu międzyplanetarnego. Są nawet planety wędrujące samotnie po Galaktyce, bez gwiazdy. Właściwie wszystko, co jest możliwe by istniało, istnieje, tak jak postulowali starożytni greccy atomiści. I jest stopniowo odkrywane. Już odkryliśmy pasy planetoid, a kiedyś odkryjemy z pewnością księżyce egzoplanet. W ten sposób zaczynamy doceniać piękno i olbrzymią różnorodność układów planetarnych i coraz lepiej je rozumieć.

lipiec 2013

- Niedawno odkryto ciało w Układzie Słonecznym, które na pewno pochodzi z innego układu planetarnego. Co to za obiekt i skąd przybył?

 - Miliardy komet zostały wyrzucone z powstającego Układu Słonecznego w przestrzeń Drogi Mlecznej przez grawitację planet. Przewidywaliśmy więc, że przestrzeń Galaktyki przemierza wiele podobnych obiektów , jednak nie udawało się ich do niedawna odkryć.  W ostatnim dziesięcioleciu przełomu dokonała technika wojskowa o podwójnym zastosowaniu. Siły powietrzne USA sfinansowały budowę na wyspie Maui na Hawajach dwóch teleskopów systemu do przeglądów nieba Pan-STARRS o średnicach tylko 1,8 m, ale pokrywających na niebie obszar aż 3 stopni kwadratowych każdy, przez rekordową liczbę 3 gigapikseli. Wojskowi  skrzętnie odfiltrowują oprogramowaniem trajektorie satelitów szpiegowskich, zaś astronomowie odkrywają w publicznie dostępnych obrazach obiekty, w tym obiekty planetarne pochodzące spoza naszego układu. W 2013 r. odkryto samotną planetę bez gwiazdy PSO J318.5-22  o masie 6,5 mas Jowisza i promieniu równym 1,5 jowiszowego, powstałą około 12 mln lat temu w którymś z układów planetarnych z poruszającej się grupy Vegi i Beta Pictoris. Super-Jowisz zdążył ostygnąć do temperatury powierzchni 1150 K.

Trajektoria obiektu 1I 

A w 2017 roku nastąpiło odkrycie pierwszego obiektu pozasłonecznego w naszym układzie. Po dostrzeżeniu niedaleko Ziemi podejrzewano, że to bardzo mała kometa, która przeleciała w odległości minimalnej 0,255 JA od Słońca. Nie znaleziono jednak śladów głowy ani warkocza kometarnego. Obiekt jest więc planetoidą o niezwykłej orbicie i właściwościach: ma silnie hiperboliczną orbitę (mimośród równy 1,2)  -  to pierwszy potwierdzony przybysz spoza naszego układu. Obiekt nazywamy 1I/2017 U1, od "1 Interstellar”, albo Oumuamua, co po hawajsku znaczy skaut lub zwiadowca. Możemy też podać przybliżoną liczbę takich galaktycznych okruchów: 10¹² – 10¹³ na parsek sześcienny Galaktyki (taka objętość zawiera średnio mniej niż jedną gwiazdę). Do naszego układu obiekt 1I przyleciał z kierunku Vegi z prędkością względną 26 km/s, którą odzyska daleko od Słońca. Problem w tym, że przy tej szybkości podróż trwałaby bardzo długo, więc na pewno obiekt nie przybył z poruszającego się w Galaktyce układu planetarnego tej gwiazdy. Nie wiemy skąd przybył, ani jak długo mu to zajęło, wiemy natomiast, że ma tak szybkie i duże zmiany jasności, że jest bardziej podobny do statku kosmicznego Obcych niż do typowej planetoidy czy meteoroidu: to szarawe, miejscami czerwonawe, bardzo wydłużone wrzeciono o rozmiarach 230 x 35 x 35 metrów. Naturalnie przebadaliśmy radioteleskopami widmo promieniowania dochodzącego z kierunku oddalającej się szybko planetoidy 1I, ale nie znaleźliśmy nic poza szumem o emitowanej mocy < 0,1 W.  A więc to nie statek kosmiczny, lecz zapewne odłamek zderzenia dwóch ciał w odległym układzie, które rozkręciło odłamek do chaotycznego koziołkowania w przestrzeni.

maj 2018

 _{Prof. dr hab. PAWEŁ ARTYMOWICZ, absolwent Wydziału Fizyki  UW. Doktorat uzyskał za rozprawę „Fale gęstości w galaktykach”, a habilitację za „Oddziaływania dysków astrofizycznych z układami gwiazdowymi i planetarnymi”. Od 1993 roku pracował w Sztokholmie na Wydziale Astronomii tamtejszego uniwersytetu, a w 2005 roku przeprowadził się do Kanady, by objąć stanowisko profesora  fizyki i astrofizyki na University of Toronto. Zajmuje się pochodzeniem i ewolucją gwiazd podwójnych i układów planetarnych, dynamiką dysków astrofizycznych, fizyką pyłu międzygwiazdowego, częściowo również podwójnymi czarnymi dziurami i galaktykami aktywnymi. Buduje superkomputery.  Autor podręcznika „Astrofizyka układów planetarnych” (1995) i licznych publikacji naukowych. Jego specjalnościami są astrofizyka, astronomia, astrofizyka teoretyczna, dynamika dysków astrofizycznych i układy planetarne. W okresie pobytu w Szwecji był zapraszany do nominowania kandydatów do Nagrody Nobla. Członek Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, American Astronomical Society i Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Hobby: lotnictwo i akrobacja lotnicza (amerykańska i kanadyjska licencja pilota).}