K2-18 b

Экзопланета K2-18 b была обнаружена в 2015 году космическим телескопом «Кеплер» (в рамках миссии Second Light, K2) транзитным методом, т. е. с помощью наблюдаемого периодического вре́менного уменьшения блеска звезды вследствие прохождения планеты на фоне её диска^[26][27]. Планета получила обозначение K2-18 b, поскольку это была 18-я планета, обнаруженная во время миссии K2.

В 2017 году существование планеты было подтверждено методом доплеровской спектроскопии^[6]. В том же году данные космического телескопа «Спитцер» подтвердили, что планета находится в зоне обитаемости своей звезды, а период её обращения (33 суток) достаточно короткий, чтобы можно было пронаблюдать множество её орбитальных циклов и повысить статистическую значимость сигнала. В результате интерес к изучению экзопланеты K2-18 b значительно возрос и её наблюдения продолжились^[28].

Спектроскопические исследования планеты, проведённые в 2019 году, показали наличие водяного пара в её атмосфере. Результаты наблюдений с наибольшей вероятностью соответствуют модели водородно-гелиевой атмосферы с водяными облаками^[4].

В ходе исследований системы K2-18 с помощью спектрографов HARPS (установленного на 3,6-метровом телескопе в обсерватории Ла-Силья) и CARMENES (на 3,5-метровом телескопе обсерватории Калар-Альто) методом доплеровской спектроскопии была обнаружена вероятная вторая экзопланета, получившая название K2-18 c^[6]. Она обращается по более близкой к звезде орбите с периодом около 9 суток. Её минимальная масса была оценена как 5,62 ± 0,84 M_⊕^[3]. В 2018 году было высказано предположение, что обнаруженный 9-суточный периодический сигнал вызван не дополнительной планетой, а звёздной активностью^[29]. Однако более тщательный анализ данных, проведённый в 2019 году, подтвердил, что сигнал вызван, скорее всего, дополнительной планетой^[3].

Экваториальные координаты звезды K2-18 на небесной сфере в Международной небесной системе отсчёта: прямое восхождение 11^ч 30^м 14,518^с, склонение +07° 35′ 18,255″^[1]. Эта точка лежит в созвездии Лев, но за пределами его «львиного» астеризма.

При первом обнаружении расстояние до К2-18 оценивалось в 34 ± 4 пк (111 ± 13 световых лет)^[27]. Однако более точные данные, полученные астрометрическим космическим телескопом Gaia, показали, что эта звезда удалена от Земли на 38,025 ± 0,079 пк (124,021 ± 0,258 световых лет)^[3][4]. Это улучшенное измерение расстояния помогло уточнить физические характеристики звезды, а через них — и свойства экзопланетной системы^[3].

Анализ кривой блеска звезды во время прохождения (транзита) планеты по её диску позволяет найти отношение радиуса планеты к радиусу звезды: чем крупнее планета, тем бо́льшую часть диска звезды она загораживает и тем сильнее понижение блеска звезды (больше глубина транзита). При известном радиусе звезды (который можно определить другими методами) из этого соотношения можно вычислить радиус планеты^[28]. Под действием взаимного тяготения звезды и планеты их центры обращаются по орбитам вокруг общего центра масс, что приводит к наблюдаемым периодическим смещениям линий в спектре звезды вследствие эффектом Доплера. Поскольку характеристики движения звезды и планеты (и, как следствие, величина и период смещения спектральных линий) зависят от их массы, то значения массы этих тел можно оценить методом доплеровской спектроскопии^[30].

На основе анализа как фотометрических данных, полученных орбитальными телескопами, так и спектроскопических данных, полученных спектрографами HARPS (обсерватория Ла-Силья) и CARMENES (обсерватория Калар-Альто), были определены масса и радиус экзопланеты K2-18 b: соответственно 8,63 ± 1,35 M_⊕ и 2,711 ± 0,065 R_⊕^[3]. С помощью данных, собранных камерой WFC3 космического телескопа «Хаббл», а также орбитальными телескопами «Спитцер» и «Кеплер», значение радиуса было уточнено до 2,610 ± 0,087 R_⊕^[4]. Средняя плотность планеты оценивается как 2,67+0,52
−0,47 г/см^3[4][10]. По массе данная планета должна быть классифицирована как суперземля, однако её размер и плотность указывают на то, что она не является каменистой землеподобной планетой, а либо окружена толстой водородно-гелиевой атмосферой, увеличивающей её видимый радиус^[8][9], и должна классифицироваться как мининептун^[4][3][5], либо содержит много воды, окружена тонкой атмосферой, богатой молекулярным водородом и, вероятно, классифицируется как гикеан^{[13][12][21][5]}.

Экзопланета K2-18 b обращается вокруг звезды K2-18, являющейся красным карликом спектрального класса M2,5^{[1][29][3][2][5]}—M3^[4][31]. Расстояние между звездой и планетой составляет 0,15910 ± 0,00047 а. е.^[4] (23,80 ± 0,07 млн км), вследствие чего планета находится в зоне обитаемости, занимающей область на расстояниях от 0,12 до 0,25 а. е. (18—37 млн км) от звезды^[14]. Период вращения звезды равен примерно 39 суткам^[4], а период обращения планеты вокруг звезды составляет около 33 суток^[28]. Предполагается, что из-за близости к звезде планета обладает синхронным вращением, т. е. её период вращения вокруг собственной оси равен периоду обращения вокруг звезды, вследствие чего планета всегда повёрнута к звезде одной и той же стороной^[32].

Хотя светимость красного карлика K2-18 примерно в 39,5 раза меньше солнечная солнечной, планета K2-18 b расположена в 6,3 раза ближе к своей звезде, чем Земля к Солнцу. В совокупности оба этих факта приводят к тому, что освещённость, создаваемая звездой на поверхности планеты K2-18 b (составляющая 1368+114
−107 Вт/м²), почти равна освещённости, создаваемой Солнцем у поверхности Земли (т. е. солнечной постоянной — 1361 Вт/м²)^[4]. Чтобы вычислить равновесную температуру планеты, нужно знать её альбедо и излучательную способность поверхности или атмосферы. В зависимости от значения этих параметров равновесная температура данной планеты может лежать в интервале от 200 до 320 К^[14] (от –70 до 50 °C). Если альбедо Бонда планеты схоже с земным (т. е. равно 0,3), то равновесная температура составляет 254,9 ± 3,9 К (–18,3 ± 3,9 °C), что близко к соответствующему показателю Земли (257 К = –16 °C)^[4]. Однако, поскольку планета обращается вокруг красного карлика, она получает от своей звезды гораздо больше ультрафиолетового облучения, чем Земля от Солнца^[32].

В 2020 году исследователи из Кембриджского университета провели моделирование внутреннего строения и состава экзопланеты K2-18 b^[10][11]. В качестве отправной точки авторы выбрали стандартную четырёхслойную структуру планеты (характерную для широкого класса планет, от суперземель до мининептунов), включающую твёрдое ядро (состоящее из двух слоёв — внутреннего железного и внешнего каменного), слой воды и внешнюю газовую оболочку, состоящую в основном из водорода и гелия. Цель исследования заключалась в том, чтобы путём моделирования планеты и сравнения её теоретически рассчитанных параметров с наблюдательными данными выяснить массовую долю каждого из вышеназванных компонентов, а также состояние слоя воды. Результаты показали, что имеющиеся данные об общих параметрах планеты (масса, радиус, средняя плотность) и её атмосфере согласуются с широким спектром моделей и не позволяют выбрать какую-то одну из них. Удалось наложить ограничение только на массу водородно-гелиевой оболочки: она не может превышать 6,2%. В то же время массовые доли ядра и водяного слоя могут меняться в широких пределах (от планеты с массовой долей ядра 95% и совсем незначительным водяным слоем вплоть до планеты, вообще не имеющей ядра и состоящей только из воды).

Авторы рассмотрели несколько допустимых моделей планеты, которые согласуются с её наблюдаемыми характеристиками:

• «каменистая» планета, которая содержит массивное железное или железокаменное ядро, имеющее массу до 94,7% массы всей планеты, незначительное количество воды (0,3%) в сверхкритическом состоянии и максимально возможную в этом случае газовую оболочку массой около 5%;
• мининептун (этот вариант также допускает множество вариаций, одним из примеров которых является планета с железокаменным ядром массой около 45% массы планеты, слоем сверхкритической воды с массовой долей почти 55% и совсем незначительной газовой оболочкой с массовой долей около 0,03%);
• планета-океан, состоящая в основном из воды и имеющая совсем небольшое ядро и очень незначительную водородно-гелиевую оболочку с массовой долей ~10^–6—10^–4 (данные согласуются и с моделью планеты, вообще не имеющей ядра и состоящей почти на 100% из воды, однако такая модель противоречит современным представлениям о формировании планет, поэтому более реалистичным является соотношение ядра и водяного слоя 1 : 9 по массе).

В последнем случае поверхность водяного слоя находится в жидком (а не сверхкритическом) состоянии и поэтому планета может иметь потенциально пригодные для жизни условия^[10][11].

В 2019 году были опубликованы результаты исследований атмосферы планеты K2-18 b, проведённых независимо двумя научными группами: британскими астрономами из Университетского колледжа Лондона^[14] и канадо-американской группой учёных из Монреальского университета, Массачусетского технологического института, Калифорнийского технологического института и др.^[4] на основе данных, полученных камерой WFC3 космического телескопа «Хаббл» (вторая из названных групп дополнила их данными с орбитальных телескопов «Спитцер» и «Кеплер»). Исследования проводились методом трансмиссионной спектроскопии: использовались данные, полученные во время прохождений (транзитов) планеты K2-18 b по диску её звезды, и анализировалась зависимость уменьшения блеска звезды при прохождении планеты (т. н. глубина транзита) от длины волны, на которой ведутся наблюдения. Если в атмосфере планеты присутствует какой-либо газ, поглощающий излучение звезды в определённом диапазоне длин волн, то при наблюдении в этом диапазоне видимый радиус планеты будет больше (планета будет сильнее экранировать излучение звезды и глубина транзита будет больше)^[11]. Оказалось, что излучение с длиной волны около 1,4 мкм, где лежит полоса поглощения водяного пара, экранируется планетой K2-18 b немного сильнее, чем излучение с соседними значениями длины волны^[4][11]. Результаты анализа данных показали, что в атмосфере K2-18 b доминирует водород, а также присутствует водяной пар и облака, вероятно, состоящие из капелек жидкой воды и (в более верхних слоях) кристалликов водяного льда^{[33][4][14][15][34][32]}. Анализ группы из Университетского колледжа Лондона обнаружил воду со статистической значимостью 3,6σ (что эквивалентно уровню достоверности результата 99,97%)^[14], а результат второй группы имеет уровень значимости 3,93σ^[4]. Данные, полученные в этих исследованиях, не позволили вычислить концентрацию водяного пара, поскольку её оценка зависит от принятой модели атмосферы (в частности, от толщины облачного слоя) и может лежать в широком интервале — от 0,01% до 50%^[14][4]. Моделирование, проведённое другими исследователями в 2020 году, показало, что объёмная доля водяного пара лежит в интервале 0,02—14,8%^[10].

Это была первая суперземля в зоне обитаемости с обнаруженной атмосферой^[14] и первое открытие воды на экзопланете, находящейся в зоне обитаемости^[15]. Хотя вода ранее уже была найдена в атмосферах экзопланет (таких, как HD 209458 b, XO-1 b, WASP-12 b, WASP-17 b и WASP-19 b), они не попадали в зону обитаемости^[35][36][37].

Открытие воды в атмосфере K2-18 b не означает, что планета может содержать жизнь или даже быть пригодной для обитания, поскольку ей, вероятно, не хватает твёрдой поверхности или атмосферы, которая может поддерживать жизнь. Тем не менее, нахождение воды на экзопланете в обитаемой зоне помогает понять, как формируются планеты. Ожидается, что K2-18 b будет наблюдаться с помощью космических телескопов «Джеймс Уэбб» и ARIEL (который должен быть запущен в 2029 году). Оба будут нести приборы, предназначенные для определения состава атмосфер экзопланет^[15].

В 2023 году с помощью приборов NIRISS и NIRSpec космического телескопа «Джеймс Уэбб» методом трансмиссионной спектроскопии было обнаружено присутствие в атмосфере планеты углеродосодержащих молекул — углекислого газа (CO₂), метана (CH₄⁠) и, возможно, диметилсульфида (CH₃SCH₃). Вывод о наличии данных веществ и об их концентрации в атмосфере сделан путём сравнения наблюдаемой формы спектра излучения звезды, прошедшего через атмосферу планеты, с теоретически рассчитанной в рамках различных моделей, предполагающих наличие в атмосфере данных молекул с разной концентрацией. При этом из всех моделей выбирается та, которая лучше всего соответствует наблюдаемым данным. Уровни значимости обнаружения CH₄⁠ и CO₂ составили соответственно ~5σ и ~3σ^[13] (что соответствует вероятности ошибочного вывода о наличии молекулы 0,00006% и 0,3%^[21]). Уровень значимости обнаружения диметилсульфида был значительно ниже — не более 2,4σ^[13]. Высокое содержание CO₂ и CH₄⁠ (около 1% по объёму) наряду с отсутствием наблюдаемых признаков наличия аммиака (NH₃) и угарного газа (CO) указывают на то, что планета вряд ли является мининептуном с толстой атмосферой, а скорее представляет собой гикеан, т. е. покрыта океаном жидкой воды и окружена тонкой атмосферой, богатой молекулярным водородом^{[13][12][21][5]}.

Моделирование внутреннего строения планеты, проведённое в 2020 году астрономами из Кембриджского университета (см. выше), показало, что хотя условия на K2-18 b могут быть подходящими для существования жизни, это возможно только если планета обладает очень тонкой водородно-гелиевой оболочкой, массовая доля которой составляет не более 10^–5 от массы всей планеты, вероятность чего не очень велика. При более массивной оболочке водяной слой будет обладать очень высокими значениями давления и температуры, плохо совместимыми с возможностью существования известных форм жизни^[11].

Синхронное вращение планеты, при котором она всегда обращена к звезде одной и той же стороной, обычно также не является благоприятным для жизни фактором, поскольку на обращённой к звезде стороне планеты слишком горячо, а на противоположной стороне слишком холодно. Однако моделирование K2-18 b показало, что энергия, получаемая дневной стороной планеты, может равномерно распределяться по всей планете, вследствие чего синхронное вращение K2-18 b не является препятствием для возможности существования жизни на ней^[32].

Хотя первые признаки присутствия диметилсульфида в атмосфере K2-18 b были обнаружены ещё в 2023 году^[12] (см. выше), уровень значимости данного открытия был низким, едва достигая 2σ. Это означает, что с вероятностью 5% совпадение наблюдаемой особенности спектра с теоретически рассчитанной в рамках модели, предполагающей наличие диметилсульфида, является случайным^[21]. Ещё в 2011 году было показано, что заметное количество диметилсульфида накапливается в атмосфере при условии низкой интенсивности ультрафиолетового излучения, а комбинация диметилсульфида с метаном и этаном может рассматриваться как биосигнатура^[38][21]. На Земле диметилсульфид и диметилдисульфид имеют исключительно биологическое происхождение: диметилсульфид в основном синтезируется морскими фитопланктоном и бактериями, а диметилдисульфид возникает при микробном разложении органических веществ и служит продуктом метаболизма разнообразных микроорганизмов. Неизвестны небиологические процессы образования этих газов в значимых концентрациях в естественных условиях, что делает их одними из наиболее надёжных биосигнатур^[19][20].

В апреле 2024 года космический телескоп «Джеймс Уэбб» приступил к дополнительным углублённым наблюдениям K2-18 b с целью подтверждения присутствия диметилсульфида в её атмосфере и выявления других биосигнатур^[39]. В 2025 году группой астрономов Кембриджского университета были опубликованы результаты анализа спектроскопических данных, полученных прибором MIRI в диапазоне длин волн 6—12 мкм. В спектре были выявлены ярко выраженные полосы поглощения, свойственные диметилсульфиду и диметилдисульфиду. Заявлено о подтверждении наличия в атмосфере значительной концентрации (≳10 ppm по массе) по крайней мере одной из этих двух молекул, что в тысячи раз превышает концентрации этих газов в земной атмосфере. Точность измерений оценивается на уровне 3σ (вероятность, что результат не является случайным совпадением, составляет около 99,7%)^[16][21][20].

В комментарии НАСА отмечается, что «обнаружение единственной потенциальной биосигнатуры не означает открытия жизни». Чтобы подтвердить обнаружение именно биосигнатур, понадобятся дополнительные независимые друг от друга исследования^[21]. После привлечения внимания к теме биосигнатур, в разных исследованиях было показано, что диметилсульфид не обязательно имеет биологическое происхождение. В 2024 году диметилсульфид выявили в коме кометы Чурюмова — Герасименко^[22][21]. В том же году группа исследователей смогла получить диметилсульфид при освещении ультрафиолетовым излучением смеси газов, имитирующих атмосферу экзопланеты^[24]. Это означает, что данное химическое соединение может образовываться абиогенным путём при взаимодействии фотонов излучения звезды с молекулами атмосферы^[21]. В феврале 2025 года диметилсульфид был обнаружен в межзвёздной среде^[23][21][25]. Однако авторы открытия утверждают, что ни естественные процессы в атмосфере экзопланеты, ни удары комет не могли бы создать столь большое количество диметилсульфида, которое они обнаружили в атмосфере K2-18 b^[21].

Американский астрофизик и научный журналист Итан Сигель (англ. Ethan Siegel) назвал пресс-релиз с утверждением об обнаружении биосигнатур «крайне безответственным», а астроном Райан Макдональд (англ. Ryan MacDonald), специалист по исследованию экзопланет из Мичиганского университета, отметил, что проведённый командой анализ данных не надёжен, так как для сравнения использовался лишь ограниченный набор химических соединений^[25]. По мнению Макдональда, корректный статистический анализ спектра K2-18 b на наличие диметилсульфида и диметилдисульфида показал бы вероятность ложности результата около 28%, что не позволяет считать его статистически значимым^[25].