Как выглядят экзопланеты?

Перевод статьи John Whatmough:
http://www.extrasolar.net/speculations.html

Статья была переведена в 2004 году. Современный взгляд на вопрос изложен в статье Типы Экзопланет.

То, что мы знаем об внесолнечных планетах, получено путем кропотливых усилий астрономов, измеряющих спектральные линии звезд в течение многих ночей. Информация, полученная таким образом, кажется совершенно ничтожной по сравнению с нашими знаниями о планетах Солнечной системы, таких как Марс или Сатурн. Что мы можем надеяться понять о планетах, все знания о которых в настоящее время выводятся из анализа серий точек в наблюдательных данных? Как мы можем узнать миры, все еще неизвестные, если б не эффекты их влияния на движение их родительских звезд?
Как оказывается, мы знаем довольно много. Данные, которые мы собрали об этих мирах, достаточно красноречивы. Их масса и орбитальное расстояние, так же как свойства их звезд, могут много рассказать нам. И еще они имеют аналоги в нашей Солнечной системе для сравнения.
Пока следующее поколение оптических интерферометров и космических телескопов не представит нам первые захватывающие картины, мы не узнаем, имеет ли 51 Pegasi b спутники, или 55 Cancri c - тонкую систему колец. Но мы можем делать предположения и строить экстраполяции. Итак, на что похожи эти миры?
Extrasolar Visions основывает свои предположения на следующих факторах. Если говорить одним словом, то - большие. Большинство обнаруженных внесолнечных планет по массе подобны Юпитеру и Сатурну. Многие еще более массивны. Как Юпитер и Сатурн, эти планеты, вероятно, газовые гиганты. Земля - карлик по сравнению с такими мирами.
В отличие от Земли, Марса и Венеры, газовые гиганты не имеют твердой поверхности. Если бы вы попытались бы приземлиться на такую планету, вы опускались бы тысячи и тысячи миль сквозь облака в атмосферу, которая становилась бы все плотнее и горячее по мере спуска, пока громадное давление не разрушило бы ваш космический корабль. Большая часть массы газового гиганта состоит из этой необычайно плотной атмосферы из водорода и гелия. Некоторые газовые гиганты могут быть газовыми целиком. Другие могут иметь каменные ядра с массами в несколько раз большими массы Земли, глубоко похороненными в недрах мощной и сокрушительной атмосферы.
Внесолнечные газовые гиганты могут быть меньше, чем Нептун, но они вряд ли будут больше, чем Юпитер, даже если их масса в несколько раз больше его массы. Радиус Юпитера - результат равновесия между направленным наружу газовым давлением его атмосферы, и силой гравитации, стремящейся сжать его. Как оказывается, добавление массы Юпитеру только увеличивает силу гравитации планеты, заставляя ее сжиматься примерно к тому же радиусу. Планеты с одной массой Юпитера, с двумя или с двенадцатью будут иметь радиус, близкий к радиусу Юпитера. Недавно была открыта очень маломассивная звезда с радиусом, также близким к радиусу Юпитера.
Когда масса звезды увеличивается, энергия термоядерного синтеза в недрах звезды закачивает энергию в атмосферу, заставляя ее расширяться. Звезды, подобные Солнцу, имеют радиус в 10 раз больше радиуса Юпитера, а некоторые старые сверхгиганты охватили бы орбиту Марса, будь они помещены в центр Солнечной системы. Но объекты с массами ниже порога возгорания термоядерных реакций, субзвездные объекты, называемые газовыми гигантами и коричневыми карликами, будут сжиматься до размеров Юпитера.
Но у всякого правила есть исключения. Газовые гиганты на малых орбитальных расстояниях, так называемые "горячие юпитеры", оказываются сильно нагретыми близко расположенными родительскими звездами. Это расширяет их внешние атмосферы, делая их радиус заметно больше радиуса Юпитера. Одна такая планета, HD 209458 b, известна и по измерению колебаний лучевой скорости, и по периодическому проходу по диску родительской звезды. Это позволяет нам узнать и радиус планеты, и ее массу. Масса HD 209458 b составляет только 2/3 от массы Юпитера, но из-за нагрева близкой звездой, она имеет радиус в полтора раза больше радиуса Юпитера. Если эту планету переместить на более удаленную орбиту, ее атмосфера остыла бы и сжалась обратно приблизительно до того же самого радиуса Юпитера.
Хотя атмосфера газового гиганта составляет большую часть его массы и определяет его радиус, основная часть этой атмосферы скрыта глубоко в недрах планеты. Только самые внешние слои атмосферы обеспечивают цвет и текстуру поверхности, видимые из космоса.

Облака и вращение.
На что эти цвета и текстуры будут похожи? Диаметр Юпитера в 11 раз больше диаметра Земли, но он делает один оборот за 10 часов. Это быстрое вращение вытягивает облачные слои в горизонтальные ленты. Конвекция из-за внутреннего тепла планеты заставляет соседние ленты-полосы двигаться в противоположных направлениях. Атмосфера Земли ведет себя похожим образом, только большая ее часть прозрачна, а скорость ветра меньше, так что полос меньше и границы между ними менее заметны. На Венере вращение очень медленно и полос нет. Современные теории возникновения газовых гигантов показывают, что они должны формироваться с высокой скоростью вращения. Это подтверждается на примере нашей Солнечной системы, где все четыре газовых гиганта вращаются быстрее, чем Земля, что заставляет их атмосферы быть "полосатыми". Таким образом, мы можем ожидать, что внесолнечные газовые гиганты также быстро вращаются.
Однако возможны и исключения. Планеты, которые были вовлечены в столкновения с массивными телами или имеющие очень крупные спутники могут потерять значительную часть своей вращательной энергии. Приливные силы также замедляют вращение планет, находящихся близко к своим родительским звездам. Многие "горячие юпитеры", скорее всего, приливно захвачены, их период вращения вокруг своей оси равен орбитальному периоду.

Дымка.
Облачные ленты Юпитера ярки и красочны, и легко заметны даже в небольшой телескоп. Но облачные полосы Сатурна более приглушены, а полосы Урана практически невидимы. Чем вызвано это отличие? Все четыре газовых гиганта в Солнечной системе имеют слой надоблачной дымки. В зависимости от толщины этой дымки облака, лежащие ниже ее, будут или видимы, или затенены. Слой дымки на Юпитере тонок, и полосы облаков хорошо видны. На Уране дымка полностью непрозрачна, и облачные ленты не видны без компьютерной обработки. Толщина туманной дымки непосредственно зависит от температуры атмосферы планеты и химического состава облаков.
Но небольшие вариации этих факторов могут вызвать значительные изменения в степени непрозрачности надоблачной дымки. Для понимания того, как очень похожие планеты могут иметь дымку различной степени непрозрачности, сравните Уран и Нептун. Обе планеты значительно удалены, имеют похожие массы и похожий состав. Но Уран полностью лишен деталей, тогда как Нептун имеет видимые полосы облаков. По причинам, неизвестным в настоящий момент, Нептун производит гораздо больше внутреннего тепла, чем Уран. Видимо, эта дополнительная энергия и вызывает различия во внешнем облике этих планет.

Цвет и температура.
Диск Урана лишен деталей, но он имеет цвет. Его бирюзовый оттенок заметен даже при наблюдениях с помощью земных телескопов. Нептун густо синий. Полосы облаков на Сатурне имеют цвет топленого масла или молочных ирисок. У Юпитера белые и коричневые полосы с хорошо заметными штормами и облаками красных, оранжевых и желтых тонов. Чем вызван этот широкий диапазон цветов?
Аммиачные гиганты, аналоги Юпитера и Сатурна. Оказывается, что температура имеет непосредственное отношение к цвету облаков. Юпитер получает гораздо меньше тепла от Солнца, чем Земля. Земные облака состоят из водяного пара или кристалликов льда. Эти кристаллы белы, поэтому облака на Земле белого цвета. Но Юпитер холоднее. Облака на нем состоят главным образом из кристаллов аммиака, который замерзает при гораздо более низкой температуре, чем вода.
Но аммиачные облака тоже белые. Что же вызывает другие цвета юпитерианских облаков? Оказывается, коричневые, желтые, красные и оранжевые облака также состоят из замерзшего аммиака, но аммиака, загрязненного сложными соединениями углерода и серы. Эти соединения, вероятно, образованы под влиянием ультрафиолетового света Солнца, поглощенного самыми верхушками облаков.
Этот процесс еще до конца не понят. Эти химические вещества неустойчивы при более высоких температурах, но в холодных облаках Юпитера они могут быть устойчивыми. Сатурн окрашивается в цвет молочных ирисок теми же процессами, но его цветовые вариации приглушены более плотным слоем надоблачной дымки. Весьма вероятно, что любые внесолнечные газовые гиганты, обращающиеся вокруг солнцеподобной звезды на расстоянии от 3 до 15 а.е., будут иметь этот же желто-коричневый цвет. Планеты, подобные 55 Cancri d и Gliese 777A b попадают в эту категорию.

Ледяные гиганты, аналоги Урана и Нептуна.
А Уран и Нептун? Эти небольшие газовые гиганты намного холоднее, чем Юпитер и Сатурн. В их атмосферах доминирует метан, а не аммиак. Метановые облака кажутся синими, отсюда бирюзовые и синие оттенки двух самых удаленных газовых гигантов. Астрономы еще не нашли планет с орбитальными расстояниями и сравнительно малыми массами, подобных Урану и Нептуну. Но предполагается, что такие миры обязательно существуют. И если это так, то они имеют много общего с двумя холодными мирами из нашей Солнечной системы.

Водные гиганты.
Большинство внесолнечных планет обнаружено на расстояниях менее 3 а.е. На что были бы похожи эти миры? К сожалению, мы не имеем аналогичного им газового гиганта в нашей собственной Солнечной системе. Но мы можем экстраполировать от уже знакомых нам планет. И Марс, и Земля имеют облака из водяного льда. На Юпитере также есть облака из водяного льда в более глубоких и теплых слоях его верхней атмосферы. Таким образом, мы можем предположить, что газовые гиганты, вращающиеся вокруг звезд на расстоянии земной или марсианской орбиты, будут иметь облака из водяного льда, а значит, выглядеть белыми. Более прохладные области атмосферы могли бы иметь коричневую окраску сложных углеводородов, как на Юпитере, особенно если планета была бы более удалена, но окрашивание не было бы столь интенсивно и широко распространено, как на Юпитере. Таким образом планета, вращающаяся на расстоянии от 0,75 до 3 а.е. от своей звезды, казалась бы в основном белой с более приглушенными коричневыми тонами. Возможно, так выглядят планеты подобные 47 Ursae Majoris.

На газовых гигантах на орбитах, близких к орбите Венеры, становится слишком жарко для формирования водных облаков. Вместо них становятся распространенными белые облака из серной кислоты, устойчивые при более высоких температурах. Такие облака могут быть подкрашены желтым цветом других соединений серы, подобно венерианским облакам.

Голубые гиганты.
На планетах, ближе примерно половины а.е. к своей звезде, даже сернокислотные облака начинают выкипать и рассеиваться, оставляя только ясное чистое небо. На таких планетах горячие, свободные от облаков части верхней атмосферы казались бы из космоса синими по той же самой причине, по которой небо на Земле кажется голубым. Хотя воздух вокруг нас кажется нам прозрачным, он немного рассеивает синий свет. Предметы, увиденные через толстый слой воздуха, кажутся нам синеватыми. Когда мы смотрим в небо, мы видим черноту космоса, подсвеченную многими милями мерцающего синим светом воздуха. Этот эффект создает голубой цвет неба. Это явление известно как Рэлеевское рассеяние света.
Если бы мы смотрели вниз на глубокий океан воздуха, он тоже казался бы нам синим. Точно, что мы видели бы, глядя на горячий газовый гигант - глубокий синий мир с легкими барашками белых облаков везде, где температура падает достаточно низко. Такие планеты даже могут иметь "полярные шапки" белых облаков на более прохладных полюсах.
Близкие к родительским звездам, газовые гиганты становятся похожи на своих далеко вращающихся кузенов, таких как Нептун, но совсем по другим причинам. Синий цвет рэлеевкого рассеяния можно увидеть и на планетах нашей Солнечной системы. Марс и Юпитер кажутся более синими у края их дисков из-за рэлеевского рассеяния, потому что у краев свет должен пройти большую толщу атмосферы, прежде чем достигнуть наблюдателя. Драматический пример рэлеевского рассеяния может быть увиден на недавних снимках Сатурна, сделанных Кассини. Сейчас в северном полушарии Сатурна - зима, и тени колец планеты являются причиной еще меньшего количества тепла, достигающего поверхности планеты. В результате там становится слишком холодно для образования аммиачных облаков, и ясные небеса заставляют все северное полушарие планеты казаться голубым.

Горячие юпитеры.
Первая внесолнечная планета, обнаруженная у солнцеподобной звезды, была 51 Pegasi b. Ее открытие явилось триумфом, но ее наблюдаемые свойства ошеломили астрономическое сообщество. 51 Pegasi b была почти столь же массивна, как Юпитер, но вращалась на расстоянии лишь 0,05 а.е. от своего солнца, намного ближе, чем Меркурий. В то время существующие теории планетной эволюции позволяли образование планет-гигантов лишь на расстояниях, больших несколько а.е., приблизительно на расстоянии Юпитера от Солнца. Наличие 51 Pegasi b, движущейся так близко к своей звезде, заставило теоретиков пересмотреть свои теории.
Было бы не так плохо, если бы 51 Pegasi b была редким исключением. Но открытие планет, вращающихся вокруг 55 Cancri, tau Bootes и множества других солнцеподобных звезд показали, что так называемые "горячие юпитеры" являются довольно распространенным явлением. Вычисленная поверхностная температура 51 Pegasi b составляет 1300К. Температура других планет может достигать 1500К. И эти вычисления принимали во внимание лишь нагрев родительской звездой. Как и Юпитер, "горячий юпитер", вероятно, излучает значительное количество тепла из собственных раскаленных недр. Приливные силы, вызванные близостью к родительской звезде, нагрели бы такие планеты еще больше, хотя большинство горячих юпитеров наверняка приливно захвачены и вращаются синхронно со своим орбитальным движением.
На что был бы похож горячий юпитер? Относительно прохладные из них все же были бы слишком горячи для формирования на их поверхностях облаков из водяного пара или серной кислоты. Такие миры были бы полны безграничной глубокой синевы, полностью лишенные облаков и других особенностей поверхности. 55 Cancri b - хороший пример такого мира.
Но вычисленная температура 55 Cancri b - только около 700К. 51 Pegasi b почти в 2 раза горячее. Так на что же был похож действительно горячий "горячий юпитер"? Такие миры должны быть настолько горячими, что их нижние атмосферы расширяются и становится светящимися, пылающими красным сквозь более прохладный голубой цвет верхней атмосферы. Это свечение может быть видно из космоса, особенно на ночной стороне планеты.
Но есть и другой фактор. При таких высоких температурах щелочные металлы становятся газообразными. Наиболее распространен среди них натрий, который становится газообразным при температурах выше 1150К. Обычно газообразный натрий поглощает свет в узких линиях в желтой части спектра. Но, при высоком давлении в атмосфере горячего юпитера атомы натрия постоянно бы сталкивались с молекулами водорода, что вызвало бы расширение линий поглощения натрия. Этот эффект настолько силен, что заметное количество натрия в атмосфере горячего юпитера может затемнить всю планету, делая ее темной, тускло-коричневого оттенка. Недавно газообразный натрий был обнаружен в атмосфере HD 209458, подтверждая идею о том, что горячие юпитеры - действительно темные миры.

У предельно горячих юпитеров сравнительно небольшой массы молекулы их атмосферы могут нагреваться достаточно для того, чтобы преодолеть силы притяжения планеты и утекать в космос. Такие планеты были б окутаны полупрозрачными коронами синеватого газа значительно выше их главных поверхностей. Такой вид расширяющейся газовой короны был обнаружен около горячего юпитера, транзитом проходящего по диску своей звезды HD 209458. Такие миры с атмосферами, настолько горячими, что в них вскипали бы сера, натрий, возможно, другие элементы, совершенно не похожи ни на что в Солнечной системе. Интересно, что некоторые из этих планет могут быть достаточно горячи для формирования облаков из силикатов, позволяя таким мирам одеться в белое, подобно своим более прохладным кузенам. Но на таких планетах кипят камни и течет песок.

Приливный захват и синхронное вращение.
Как уже было упомянуто, горячий юпитер с большой долей вероятности приливно захвачен и вращается синхронно со своим орбитальным движением. С Земли мы всегда видим одну и ту же сторону Луны. Обратная сторона Луны была совершенно неизвестна до полетов зондов, которые прислали нам ее изображения и научные данные. Причина, по которой мы видим только одну сторону Луны - приливные силы, которые давно замедлили вращение Луны и привели его в соответствие с орбитальным движением. Луна медленно делает то же самое. День Земли постепенно замедляется. В отдаленном будущем и Земля, и Луна будут повернуты друг к другу одной стороной. Луна находится в приливном резонансе 1:1. Один ее оборот вокруг своей оси происходит за один орбитальный период. Таким же образом приливно захвачены спутники Юпитера Ио, Европа, Ганимед и Каллисто.
Солнце подобным образом затормозило вращение Меркурия, но не полностью. Меркурий находится в резонансе 3:2, совершая 3 оборота вокруг своей оси в течение 2 своих лет. Чем ближе планета к своей звезде, тем с большей вероятностью она попадет в приливный резонанс за достаточно долгое время. Горячие юпитеры так близко к своим звездам, что они вероятнее всего приливно захвачены. В небе таких миров солнце никогда не двигается, но навсегда зафиксировано и неподвижно.
Приливно захваченные газовые гиганты вращаются медленно, поэтому они не будут иметь облачных или пылевых полос. Область на планете, расположенная ближе всего к звезде ("полуденный", или "подзвездный полюс"), была бы на планете самым горячим местом. Газы, расположенные там, были бы перегреты до яркого свечения и расширялись бы наружу и прочь от этого места. Перетекая на темную сторону планеты, они стали бы охлаждаться. В "полуночном" (или "антизвездном") полюсе газы опускались бы вниз, чтобы снова циркулировать к подсолнечной точке. Кипящая атмосфера приливно захваченного газового гиганта постоянно выворачивала бы себя наизнанку.
На темной стороне такого мира может быть достаточно прохладно для того, чтобы в верхней атмосфере начали формироваться облака из водяного льда, даже несмотря на то, что планета очень близко к звезде. Такие облака сформировали бы ленты, перпендикулярные движению газов в атмосфере. Так как эти облака двигались бы к полуночному полюсу (антизвездной точке), они начали бы наползать друг на друга, формируя "полярную шапку" белых облаков. Эта полярная шапка плавает выше основной массы атмосферы, оставаясь наверху даже тогда, когда газ внизу опускается в недра планеты, подобно тому, как мыльная пена плавает на поверхности даже тогда, когда вода ниже утекает в сливное отверстие.

Эксцентричные гиганты.
Множество открытых внесолнечных планет вращаются вокруг своих звезд по высокоэллиптическим орбитам. Эти орбиты то подводят свои планеты близко к родительским звездам, то уносят их далеко прочь. Эти планеты медленно достигают максимального удаления только для того, чтобы снова броситься к своим звездам. Чем дальше улетает планета, тем холоднее на ней становится. В течение года на таких мирах количество тепла, полученного от звезды, может меняться в широких пределах.
Из-за орбиты, близкой к круговой, и маленького наклона оси на Юпитере не происходит смены сезонов. Но сезонные изменения наблюдались и на Сатурне, и на Уране. На Сатурне Кассини обнаружил, что наклон оси вращения и тень колец планеты, действуя совместно, погружают большую часть зимнего полушария в холодную тьму. Слишком холодное для образования облаков из аммиака, зимнее полушарие Сатурна теряет свой цвет молочных ирисок и становится голубым.
Подобная же ситуация наблюдалась на сильно наклоненном Уране. В конце 1990-х годов в северном полушарии Урана закончилась 20-летняя полярная ночь. Космический телескоп Хаббл обнаружил яркие облака, формирующиеся в нагревающейся атмосфере. Облака и облачные ленты, увиденные HST, явились явным контрастом невыразительному диску, увиденному Вояджером-2 двумя десятилетиями раньше, показывая динамическую природу планеты.
Все сезоны в Солнечной системе, начиная от знакомых ритмов Земли и заканчивая затененной кольцами зимы Сатурна, вызваны, прежде всего, наклоном оси вращения планеты к плоскости ее орбиты. Северным летом северный полюс Земли повернут к Солнцу и нагревается им. Зимой северный полюс отворачивается от солнца и остывает. Весной по Земле прокатываются штормы, вызванные нагреванием одного полюса и остыванием другого. Пылевые бури, случающиеся весной на Марсе, бывают настолько мощными, что охватывают всю планету. Ожидается, что внесолнечные планеты с заметным наклоном оси вращения имеют подобные сезонные изменения. В настоящее время мы не знаем наклона оси ни одной из внесолнечных планет, но весьма вероятно, что некоторые из них будут иметь достаточный наклон для того, чтобы на них происходили сезонные изменения, как на Земле или Сатурне. Облака водяного льда на наклоненном голубом гиганте могут мигрировать на юг в течение северного лета и возвращаться на север зимой. В течение этих сезонов планета может выглядеть полу белой, полу синей. Белые облака более удаленных водных гигантов могут становиться темнее в полушарии, где царит зима. Шторма, подобные Большому Красному Пятну на Юпитере, могут возникать во время смены сезонов.
В случае эксцентричных гигантов (внесолнечных планет на высокоэллиптических орбитах) сезоны затрагивали бы всю планету одновременно в отличие от наличия противоположных сезонов в противоположных полушариях. Когда планета приближается к звезде, температура поднимается во всем мире. Когда она дрейфует далеко от своей звезды, вся планета остывает. Очень эксцентричная планета могла быть лишена водяных облаков, подлетев близко к своей звезде, и окутываться все более и более плотным облачным покровом, когда звезда становится более удаленной. В максимальном своем удалении такая планета может быть вся покрыта облаками, и эти облака могут быть достаточно холодными, чтобы приобрести коричневую окраску углеводородов.
HD 80606 b, которая имеет одну из самых эксцентричных орбит, известных у экзопланет, удаляется от 0,03 до 0,84 а.е. от своей звезды. Эта экстремальная орбита начинается от температур горячего юпитера близко к звезде и ведет к температурам водных гигантов в самой отдаленной ее точке. Каждые 112 дней поверхность планеты меняется от лишенной облаков глубокой синевы до белого бриллианта глобальных облаков из водяного льда, и обратно.

Звезды - температуры и орбитальные расстояния.
Обычно известные нам параметры внесолнечных планет - это их масса и орбитальное расстояние. Это прекрасно, когда предполагается, что родительская звезда этой планеты подобна Солнцу. Но многие из звезд, имеющих экзопланеты, ярче или тусклее Солнца. А значит, эффективные температуры таких планет могут быть выше или ниже тех, которые у них были бы, если бы они двигались по круговой орбите в нашей Солнечной системе. Прекрасный пример этого - система Gliese 876. Здесь астрономы обнаружили два газовых гиганта. Один из них вращается на расстоянии 0,13 а.е., другой - на расстоянии 0,23 а.е. Обе из этих орбит находятся ближе орбиты Меркурия, так что можно предположить, что внутренняя планета является горячим юпитером, а внешняя - голубым гигантом, лишенным облаков. Проблема в том, что родительская звезда этой системы - красный карлик, более тусклый и холодный, чем Солнце. Вычисления эффективных температур этих планет показали, что они довольно прохладны. Температуры внутренней планеты соответствуют земноподобной орбите в Солнечной системе, а температуры внешней - эквивалентны Марсу. Учитывая все это, скорее всего, обе планеты - водные гиганты.

Кольца и спутники.
Реально мы не знаем, какие планеты имеют кольца и спутники, и, вероятно, не узнаем, пока их непосредственно не увидим. Однако все четыре газовых гиганта в нашей Солнечной системе имеют систему колец и спутников, и все остальные планеты кроме Венеры и Меркурия имеют спутники. Таким образом, кажется весьма вероятным, что множество экзопланет будут иметь кольца, и большинство из них будут иметь спутники.
К сожалению, мы немногое можем сказать о кольцах внесолнечных планет, кроме того, каким может быть их состав. При высоких температурах они могут быть пылевыми или состоящими из относительно темного скального материала. Дальше от звезды они могут быть ледяными и яркими, подобно кольцам Сатурна. Размер и сложность этих колец зависели бы от того, как эти кольца сформировались и какого возраста они были бы. Пылевые кольца, сформированные извержениями со спутников или многочисленными легкими столкновениями, были бы незначительными и темными. Разрушение крупного спутника повлекло бы за собой образование ярких и хорошо заметных колец.
Все эти события могут произойти независимо от массы и орбитального расстояния хозяйской планеты. Таким образом, кроме материала, из которого они состоят, природа внесолнечных кольцевых систем является полностью спекулятивной. Конечно, много планет обладают кольцами. Но которые именно - мы не можем сказать, основываясь на сегодняшних данных.

Спутники внесолнечных планет являются столь же спекулятивными. Но пример Венеры и Меркурия задает нам определенные пределы. Учитывая приливные силы, действующие со стороны звезды, и низкую скорость вращения, можно сказать, что планеты, близкие к своей звезде, имеют явный дефицит спутников любого вида. Горячие юпитеры, вероятно, сформировались вдали от их родительских звезд и могли иметь семейство спутников, но эти спутники за долгое время были бы потеряны или разрушены, по мере того, как их родительский мир дрейфовал ближе и ближе к звезде. Сейчас такой горячий юпитер может обладать каким-нибудь случайно захваченным астероидом, но орбиты таких компаньонов были бы неустойчивыми и, в конце концов, привели бы их к разрушению. Так же, как их древние предшественники, захваченные спутники или разрушились бы внутри предела Роша, или упали бы на поверхность планеты.
Но что можно сказать относительно тех более удаленных планет, которые получают достаточный шанс сохранить семейство спутников? На что они были бы похожи? Два фактора могут дать нам ключ. Один из них - масса планеты. Вообще, более массивная планета имеет потенциал для наличия более массивных спутников. Юпитер имеет четыре больших спутника, которые легко бы были признаны планетами, если бы они вращались непосредственно вокруг Солнца. Сатурн имеет семейство небольших спутников и один большой спутник, Титан, который сравним с большими спутниками Юпитера. Уран и Нептун имеют спутники меньших размеров, но многие из них еще достаточно массивны, чтобы иметь сферическую форму, некоторые из них больше, чем Плутон. Учитывая эту закономерность, можно предположить, что некоторые из более массивных экзопланет могут иметь спутники столь же массивные, как Марс и даже как Земля.
Но все эти предположения остаются предположениями. В конце концов, собственный спутник Земли превосходит спутники Урана, хотя сам Уран превосходит Землю. Кажется весьма вероятным, что некоторые из экзопланет, несмотря на свою большую массу, будут иметь в компаньонах только крошечный астероид, а другие могут быть двойной планетой, где значительная часть массы, определенной нами, будет заключаться в одном сверхмассивном спутнике. Может даже быть, что миры, массивные, как Нептун и даже Сатурн, вращаются вокруг еще более массивной экзопланеты. Нет никакого способа узнать это заранее.
Приняв, тем не менее, что планета имеет спутник столь же массивный, как Ио, Ганимед, Марс и даже Земля, что можно сказать о том, на что он будет похож? Этот вопрос подводит нас к другому фактору - эффективной температуре родительской планеты. К счастью, наша собственная солнечная система предлагает нам множество примеров небольших тел в различных температурных диапазонах. Спутники голубых и водных гигантов были бы скалистыми и бесплодными, как Луна или Меркурий. Будучи более массивными, они могли бы обладать атмосферами из углекислого газа и азота. Спутники водных гигантов могут иметь замерзшие озера водного льда на поверхности. Спутники земной массы могут быть способны к поддержанию плотной атмосферы, жидкой воды и жизни. Дальше от звезды спутники начали бы замерзать и содержать в себе все больше и больше льда, подобно спутникам Юпитера. Водяной лед постепенно заменил бы в них скалистую компоненту, и при температурах как на спутниках Сатурна они стали бы почти полностью ледяными. Недавние открытия на спутнике Сатурна Титане показывают нам мир с грязными вязкими пространствами и реками, как на Земле, где лед играет роль камня, а жидкий метан играет роль текущей воды. На еще большем расстоянии от звезды метан замерзает, а жидким становится азот. На спутнике Нептуна Тритоне бьют азотные гейзеры, и азотный иней покрывает равнины, покрытые замерзшим метаном и водным льдом.
Спутники с массами, близкими к массе Земли, будут тектонически активны в течение миллиардов лет, и их активность будет поддерживаться теплом, сохраненным в их раскаленных ядрах. Но спутники меньших размеров будут, скорее, тектонически инертны. Все же многие из спутников в нашей Солнечной системе отнюдь не тихи, несмотря на свою маленькую массу. Ледяные гейзеры на Тритоне уже были упомянуты. Спутник Сатурна Энцелад кажется сглаженным приливными силами, имеет мало кратеров и сравнительно молодую поверхность. Европа также покрыта трещинами и почти лишена кратеров и, вероятно, имеет глубокий подледный океан, сохраняющийся жидким из-за трения, произведенного приливными силами ее сестер-спутников в поле тяготения Юпитера. Другой спутник Юпитера, Ио, является самым вулканически активным телом в Солнечной системе.
Учитывая все эти примеры, можно сказать, что спутники внесолнечных планет на близких к родительской планете орбитах будут геологически активны из-за приливных сил подобно их аналогам в нашей Солнечной системе. Конечно, будет множество бесплодных и покрытых кратерами каменных или ледяных глыб, вращающихся вокруг различных экзопланет. Но вокруг некоторых из них могут быть каменные миры, массивные, как Меркурий, покрытые потоками лавы и морями серы из-за гравитационного влияния их хозяйских планет - голубых гигантов. Возможно, где-нибудь есть спутники столь же массивные, как Земля, с замерзшими поверхностями выше глубоких водных океанов, сквозь которые пузырятся ядовитые газы от подводных фумарол, в конце концов, достигающие поверхности и формирующие плотные атмосферы из соединений серы и углекислого газа.
И возможно, есть спутники, где условия прекрасны, где вода может быть жидкой под открытым небом, формируя океаны, где радиация от родительской звезды и хозяйской планеты сдерживается магнитным полем самого спутника, и где атмосфера находится в странном состоянии неустойчивости, указывающей, что здесь пришел в движение химический процесс, который использует органические вещества, чтобы получать энергию. Этот химический процесс называют жизнью.