В молодой системе WISPIT 2 астрономы обнаружили узкое пылевое кольцо, которое не вписывается в привычные сценарии формирования экзопланет. Новые детальные наблюдения с помощью радиоинтерферометра ALMA показали, что структура диска вокруг звезды устроена куда сложнее, чем предполагали теоретические модели. Главная загадка: огромный промежуток между уже известной протопланетой и внешним пылевым кольцом, который практически не объясним её гравитационным влиянием.
Система WISPIT 2 привлекла внимание учёных после обнаружения в ней протопланеты в инфракрасном диапазоне и на линии H-альфа — характерном маркере аккреции вещества. Эта протопланета, получившая обозначение WISPIT 2b, обращается вокруг звезды с массой примерно 1,08 солнечной, активно наращивает массу и оценивается примерно в пять масс Юпитера. Она расположена на расстоянии около 57 астрономических единиц от звезды и находится внутри широкого зазора между различными пылевыми структурами диска.
Новые наблюдения проводились с помощью комплекса ALMA на длине волны 0,88 миллиметра. Полученное угловое разрешение — порядка 25×17 миллисекунд дуги, что в пересчёте на расстояние до системы соответствует линейному масштабу примерно 3,3×2,2 астрономической единицы. Общее время экспозиции достигло 125 минут, при этом среднеквадратичный шум составил около 16,6 микроянски — стандартной единицы, используемой в радиоастрономии для измерения потоков излучения. Однако конфигурация, основанная главным образом на длинных базах, привела к пространственной фильтрации, возникновению артефактов в направлении север — юг и затруднила эффективную самокалибровку данных. Для получения более полной картины нужны дополнительные наблюдения на средних и коротких базах, которые запланированы на лето 2026 года.
В миллиметровом диапазоне WISPIT 2 демонстрирует удивительно простую структуру: вместо нескольких колец и сложных внутренних образований, характерных для многих протопланетных дисков, обнаружено всего одно узкое пылевое кольцо. Это резко контрастирует с более сложной картиной, видимой в рассеянном свете. Радиус кольца оценивается в 144,4 астрономической единицы, а его ширина — всего около 7,2 астрономической единицы. Диск наклонён примерно на 45,7°, а его позиционный угол близок к 178,6°. Эти параметры хорошо согласуются с результатами инфракрасных наблюдений, что подтверждает целостность общей модели геометрии системы.
При анализе карт остатков — изображений после вычитания простой модельной структуры — исследователи обнаружили слабые, но структурированные артефакты. Они указывают на то, что реальное распределение вещества несколько сложнее, чем предполагает базовая модель одного кольца. Тем не менее основной вывод остаётся надёжным: крупные пылевые частицы, излучающие в миллиметровом диапазоне, фактически полностью сосредоточены в этом внешнем кольце, а внутренняя область выглядит как почти пустая полость.
Такое распределение интерпретируют как результат эффективного радиального захвата пыли. В газо-пылевом диске давление газа изменяется с расстоянием от звезды, и в областях локальных максимумов образуются «ловушки давления». Крупные частицы пыли, которые из-за трения с газом обычно должны постепенно мигрировать внутрь, застревают в таких ловушках и накапливаются там. В случае WISPIT 2 максимум давления, по-видимому, расположен как раз в районе 144 астрономических единиц, что и объясняет концентрацию миллиметровой пыли в узком кольце.
Отдельной целью работы был поиск излучения от возможного околопланетного диска вокруг WISPIT 2b — компактного диска газа и пыли, из которого формируются спутники и продолжается рост самой планеты. Однако уверенного сигнала обнаружить не удалось. Оценка чувствительности показала, что подобный диск можно было бы надёжно зарегистрировать, только если его поток на частоте наблюдений превышал бы примерно 45 микроянски на уровне 3σ и 75 микроянски на уровне 5σ. Поскольку ничего подобного не зафиксировано, были получены жёсткие верхние пределы на массу и размеры такого диска.
В оптически тонком режиме, когда излучение свободно покидает диск, масса миллиметровой пыли вокруг WISPIT 2b не должна превышать примерно 0,009 массы Земли при предполагаемой температуре около 26 Кельвинов. Если же диск оказался бы оптически толстым, то есть более плотным и непрозрачным в миллиметровом диапазоне, то его радиус не мог бы быть больше примерно 0,62 астрономической единицы. Иными словами, у протопланеты либо нет развитого массивного диска, либо он крайне компактен и беден крупной пылью.
Главная загадка системы связана с необычно широким зазором между орбитой WISPIT 2b и внешним пылевым кольцом. Расстояние между планетой на 57 астрономических единиц и внутренним краем кольца на 144,4 астрономической единицы составляет почти 90 астрономических единиц. Современные гидродинамические расчёты показывают, что планета массой порядка пяти масс Юпитера не в состоянии «прочистить» диск на столь гигантский радиус. На диаграммах, где сопоставляются свойства планет и сформированных ими полостей, система WISPIT 2 выделяется как явный выброс, не вписывающийся в основную зависимость.
Чтобы объяснить наблюдаемую картину, авторы рассматривают несколько возможных сценариев. Первый — наличие ещё одной планеты, расположенной примерно на расстоянии 130 астрономических единиц от звезды. Такой компаньон, даже если он значительно менее массивен, мог бы дополнительно расширить полость и сдвинуть пылевое кольцо дальше наружу. В пользу этого говорит и тот факт, что крупная пыль аккуратно собрана в одном узком поясе, что часто связывают с воздействием нескольких гравитационных возмутителей.
Второй вариант — эксцентричная орбита самой WISPIT 2b. Если протопланета движется не по почти круговой, а по вытянутой орбите, то её гравитационное влияние на диск в среднем может захватывать более широкий диапазон расстояний. В таком случае часть кажущегося зазора может быть следствием орбитальной динамики, а не только прямого «выгребания» вещества. Однако для подтверждения этого сценария необходимо отслеживать движение планеты во времени и точно измерить параметры её орбиты, чего текущие данные пока не позволяют.
Третий сценарий предполагает, что масса WISPIT 2b недооценена, и на самом деле она ближе к 10–15 массам Юпитера. Более тяжёлый объект действительно мог бы сформировать более широкую полость и лучше согласоваться с некоторыми ранними наблюдениями, полученными ещё в 2013 году. Однако тогда пришлось бы объяснить, почему инфракрасная светимость объекта остаётся относительно низкой. Это потребовало бы либо сценария «холодного старта» — образования планеты с низкой первоначальной температурой и светимостью, — либо существенного поглощения излучения окружающим материалом. Оба объяснения пока выглядят спорно, и прямых доказательств в их пользу нет.
Наконец, четвёртое, наиболее осторожное объяснение — неполнота самих теоретических моделей. Современные гидродинамические расчёты включают всё больше физических процессов, но по-прежнему требуют упрощений: часто игнорируются магнитные поля, сложные химические реакции, многофазная структура пыли, турбулентность в разных режимах. Не исключено, что в реальных дисках могут действовать дополнительные механизмы перераспределения газа и пыли, которые пока недооценены в моделировании. WISPIT 2 в таком случае становится естественной «лабораторией», где можно проверять и уточнять теорию формирования планет.
Особую значимость этому объекту придаёт тот факт, что у WISPIT 2 одна из крупнейших известных миллиметровых полостей среди протопланетных дисков. Большие пустые внутренние области обычно связывают с активным формированием крупных планет: они выметают газ и пыль на своих орбитах, создают резонансные структуры, сдвигают зоны давления. Чем обширнее полость, тем более массивной и развитой считают планетную систему. В случае WISPIT 2 же мы видим комбинацию: полость огромна, а подтверждена всего одна протопланета умеренной массы, да ещё и без крупного околопланетного диска.
Отсутствие массивного диска вокруг WISPIT 2b важно и с точки зрения формирования спутников. По современным представлениям, большие системы спутников-гигантов, вроде галилеевых лун Юпитера, образуются именно в околопланетных дисках. Если у молодой протопланеты такой диск уже почти исчез или изначально был мал, это может означать, что «окно возможностей» для формирования крупных луны очень коротко. Либо же спутники формируются быстрее, чем предполагалось, после чего пыль рассеивается или аккрецирует на планету и звезду, оставляя слабо детектируемые остатки.
С практической точки зрения система WISPIT 2 — это тест для чувствительности современных инструментов. Даже при высоком разрешении и низком уровне шума ALMA не смогла выявить околопланетный диск с потоками меньше нескольких десятков микроянски. Это задаёт реальные пределы для обнаружения подобных структур в других системах: многие околопланетные диски могут просто оставаться «невидимыми» для текущих наблюдений. В будущем улучшение чувствительности, более длительные экспозиции и комбинирование данных на разных длинах волн помогут существенно продвинуться в изучении таких объектов.
Будущие шаги по изучению WISPIT 2 будут связаны прежде всего с наблюдением кинематики газа в диске. По тонким смещениям спектральных линий молекул можно восстановить точное распределение скоростей и выявить возмущения, вызванные планетами. Наличие дополнительной планеты или эксцентричной структуры орбит должно оставить характерные следы в виде асимметрий и локальных отклонений от кеплеровского вращения. Параллельно будут развиваться гидродинамические модели, в которых специально под WISPIT 2 можно варьировать массу и орбиты гипотетических планет, свойства газа и пыли и сравнивать результаты с наблюдаемой структурой кольца.
Если текущие оценки массы WISPIT 2b окажутся верными и не потребуется радикальный пересмотр её характеристик, наиболее правдоподобным сценарием остаётся существование второй, менее массивной планеты во внешних областях диска. Вместе с уже известной протопланетой она могла бы сформировать необычно широкую полость и сконцентрировать крупную пыль в узком поясе. Подтверждение такой конфигурации сделало бы WISPIT 2 одним из ключевых эталонных объектов для теории многопланетного формирования в протопланетных дисках с большими зазорами.
В более широком контексте результаты указывают: процессы формирования планет могут быть гораздо более разнообразными, чем это следует из упрощённых «подручных» схем. Наблюдаемые сегодня экзопланетные системы с их экзотическими орбитами и необычными сочетаниями масс, по-видимому, отражают богатую и нередко хаотичную раннюю динамику дисков. WISPIT 2 добавляет к этой картине ещё один важный штрих: даже при, казалось бы, «типичных» массах звезды и планеты структура диска может оказаться крайне нестандартной и требующей пересмотра привычных моделей.
