Наблюдения околозвездных дисков и колец

 

Считается, что планеты формируются в околозвездном газово-пылевом диске (раздел 1.2). Эту точку зрения подтверждает тот факт, что действительно вокруг многих молодых звезд наблюдаются такие диски. Очень молодые диски в основном состоят из газа, и некоторые структуры в этом газе указывают на наличие там планет, возможно, находящихся в процессе формирования. За исключением самых молодых, все прочие околозвездные диски являются пылевыми, а газ из них почти улетучился. Часть пыли в дисках является первичной, но существование старых пылевых дисков указывает на процесс непрерывного образования "свежей" пыли при столкновениях ядер комет и астероидов. Есть признаки того, что в некоторых пылевых дисках существуют планеты: например, центральная дыра в диске размером в десятки а. е., а также искривление диска, вероятно, под действием гравитации планет-гигантов. Мы вернемся к этому вопросу в разделе 11.4.3.

 

Резюме

 

* Косвенные методы обнаружения экзопланет основаны на влиянии планеты на движение своей звезды или на количество света, приходящего к нам от этой или более далекой звезды.

* Движение звезды регистрируют методами астрометрии или доплеровской спектроскопии. В астрометрии орбитальное движение звезды регистрируют путем многократных измерений её видимого положения на небе. Интерферометр телескопа VLT, который начнет функционировать в 2005 г., позволит на расстоянии около 800 световых лет обнаруживать планеты типа Юпитера, а у ближайших М-карликов обнаруживать даже планеты с массой Земли на орбитах радиусом в несколько астрономических единиц. Примерно такие же возможности получат вскоре и телескопы "Кек". Космический телескоп GAIA (запуск запланирован примерно на 2010 г.) сможет обнаруживать планеты типа Юпитера на расстоянии до 350 св. лет, а планеты в несколько раз массивнее Земли, обращающиеся вокруг М-карликов по орбите радиусом в 1 а. е., – на расстояниях в несколько десятков световых лет. Еще более мощным будет космический телескоп SIM (около 2010 г.), но его целью будет не обзор всего неба, а наблюдение отдельных звезд.

* Методом доплеровской спектроскопии мы пытаемся обнаружить орбитальное движение звезд по периодическому изменению доплеровского сдвига линий поглощения в спектре звезды. В настоящее время точность измерения лучевой скорости методом доплеровской спектроскопии достигает 2 м/сек. Этого достаточно для обнаружения на расстояниях в тысячи световых лет планет типа Юпитера, а также планет с массой Земли в зоне жизни близких М-карликов.

* Методом фотометрии прохождений мы пытаемся обнаружить планету по уменьшению блеска звезды в период прохождения планеты на фоне её диска. Для обнаружения у звезды солнечного типа планеты размером с Юпитер требуется точность измерений порядка 10^-3 (такую уже сегодня имеют наземные фотометры), а планеты размером с Землю – около 10^-5 ; такую точность дадут только измерения за пределом атмосферы. В ближайшие годы планируется запустить в космос ряд орбитальных обсерваторий: COROT (2006), "Кеплер" (2008) и "Эддингтон", от которых ожидают открытия многих планет. Два последних телескопа способны обнаружить планеты с массой Земли на расстоянии многих тысяч световых лет.

* Гравитационное микролинзирование наблюдается, когда экзопланетная система в результате относительного собственного движения проходит очень близко (в сотнях микросекунд дуги) от более далекой фоновой звезды. При этом, под влиянием гравитации центральной звезды экзопланетной системы, яркость фоновой звезды временно возрастает, а при удачном расположении планет в этой системе, они также могут оставить свой вполне заметный "гравитационный след" на кривой блеска фоновой звезды.

* Возможности различных методов обнаружения и исследования экзопланетных систем сравниваются в таблице 10.1. Нужно отметить, что гравитационное микролинзирование – единственный метод, который сейчас и в близком будущем может обеспечить обнаружение с расстояний в десятки тысяч световых лет планет с массой Земли на орбитах большого радиуса.

* Доплеровская спектроскопия пока остается наиболее эффективным методом обнаружения экзопланет (см. главу 11).

* О наличии планет можно судить по структуре околозвездных дисков – газовых у молодых звезд и пылевых у более старых звезд.

 

Вопросы

 

Ответы даны в конце книги

 

Вопрос 10.1.

Точность астрометрической системы PRIMA на телескопе VLT составит 10 микросекунд дуги.

(а) Покажите, что этой точности достаточно для определения орбитальных параметров планеты типа Юпитера на расстоянии около 800 св. лет от нас.

(б) Рассчитайте предельное расстояние, на котором PRIMA сможет определить орбиту планеты с массой Земли, обращающуюся на расстоянии 1 а. е. от М-карлика, масса которого составляет лишь 1/10 массы Солнца.

 

Вопрос 10.2.

При измерениях спектра звезды с массой Солнца зафиксированы синусоидальные колебания длин волн линий поглощения с полной амплитудой 2,5´10^–7 от исходной длины. Период колебаний равен 20 сут. Оцените массу (в единицах массы Земли) и параметры орбиты спутника этой звезды. Возможно ли существование второго спутника в такой системе?

 

Вопрос 10.3.

Предположим, что эффект гравитационного микролинзирования наблюдается в течение 60 часов, и при этом на кривой блеска зафиксирован острый пик длительностью 9 минут. Изучаемая звезда-линза, по-видимому, является М-карликом с массой вдвое меньше солнечной.

(а) Оцените массу объекта (в единицах массы Земли), вызвавшего всплеск на кривой блеска.

(б) Опишите трудности, с которыми связано получение более полных данных методами астрометрии, доплеровской спектроскопии и фотометрии прохождений.

 

Подписи к рисункам

 

 

Рис. 10.1 (а) Орбита планеты относительно звезды; (б) Орбиты планеты и звезды относительно их общего центра масс.

 

Рис. 10.2. Зависимость произведения b ´ d от значений P и a для звезды с массой Солнца (М_¤) либо вдвое меньшей (0,5 М_¤), вокруг которой обращается планета с массой Юпитера либо Земли. Напомним, что a – это большая полуось орбиты планеты.

 

Рис. 10.3. (а) Орбита звезды видна плашмя. (б) Та же орбита, наблюдаемая под некоторым углом. (в) Вид той же орбиты с ребра, когда большая полуось лежит в плоскости небесной сферы; (г) Та же орбита с ребра, когда в плоскости неба лежит её малая полуось.

 

Рис. 10.4. Траектория Солнца в плоскости земной орбиты при наблюдении с расстояния 30 св. лет

 

Рис. 10.5. Схема интерферометра, который можно использовать для измерения углового расстояния между двумя звездами.

 

Рис. 10.6. Преимущества телескопов с большой апертурой при подавлении эффекта атмосферного дрожания.

 

Рис. 10.7. Оптическая система спутника GAIA, включающая два главных зеркала размером 1,7 ´ 0,7 м, предназначенных для астрометрических измерений.

ESA.

 

Рис. 10.8. (а) Лучевая скорость. (б) Спектр поглощения звезды без доплеровского смещения и при его наличии (пунктирная линия). Некоторые тонкие детали спектра искажены шумами.

 

Рис. 10.9. (а) Звезда на круговой орбите, развернутой «ребром» к наблюдателю. (б) Синусоидальное изменение наблюдаемых значений доплеровского смещения длины волны (l_набл – l_источ) и лучевой скорости n_r.

 

Рис. 10.10. Зависимость n_rA от Р и a для звезды с массой Солнца (М _¤) и звезды с массой 0,5 М _¤, вокруг которых обращаются планеты с массами Юпитера или Земли. Напомним, что a – большая полуось орбиты планеты.

 

Рис. 10.11. Звезда на круговой орбите, плоскость которой наклонена на угол i _o к плоскости неба наблюдателя.

 

Рис. 10.12. (а) Эллиптическая орбита, ориентированная ребром к наблюдателю; (б) Приблизительный вид одного периода несинусоидального изменения лучевой скорости n_r.

 

Рис. 10.13. Кривая изменения лучевой скорости n_r, проведенная по наблюдательным точкам, имеющим указанные "усиками" интервалы неопределенности. (Данные для звезды t¹ Журавля.)

 

Рис. 10.14. (а) Диспергирующий элемент позволяет выделить три линии поглощения; (б) Спектр в плоскости детектора и интенсивность изображения, полученная при сканировании поперек линий поглощения.

 

Рис. 10.15. Изображение на выходе гибридного спектрографа – интерферометра с внешней дисперсией. Виден сдвиг муаровой картины при изменении лучевой скорости звезды от (а) к (б).

 

 

Рис. 10.16. Прохождение планеты по диску звезды и соответствующая кривая блеска звезды (без учета ее потемнения к краю).

 

Рис. 10.17. (а) Эффект гравитационной линзы при расположении всех объектов строго на одной прямой (вид сбоку); (б) Эффект гравитационной линзы при немного смещенном положении источника относительно линии "линза - наблюдатель" (вид от наблюдателя). При этом появляются парные изображения источника, обозначенные как (1, 1¢), (2, 2¢) и (3, 3¢). (в) Кривая блеска при наблюдении перемещения "линзы" и источника, показанных на рис. (б). Эффект присутствия планеты в точке " ´ " показан пунктирной линией.

 

Надписи на рисунках

Рис. 10.1

1 – Звезда

2 – Центр масс

3 – Планета

 

Рис. 10.2.

1 – P (сутки)

2 – bd (угл. сек ´ св. год)

3 – а. е.

4 – планета с массой Юпитера

5 – планета с массой Земли

 

Рис. 10.3. 1 – Центр масс

 

Рис. 10.4. 1 – Положение Солнца (10^-3 угл. сек)

 

Рис. 10.5.

1 – Звезды А В

2 – Телескоп 1

3 – Телескоп 2

4 – Плоскость изображения

5 – Регулятор оптического пути

 

Рис. 10.6.

1 – Звезды А и В

2 – Общий атмосферный столб

 

Рис. 10.7.

1 – Главное зеркало 1 (1,7 ´ 0,7 м)

2 – Главное зеркало 2 (1,7 ´ 0,7 м)

3 – Фокальная плоскость главных зеркал

 

Рис. 10.8.

1 – Собственное движение

2 – Полная скорость звезды

3 – Лучевая скорость

4 – К наблюдателю

5 – Длина волны, мкм

6 – Поток излучения (условные единицы)

 

Рис. 10.9.

1 – Орбита звезды

2 – Центр масс

3 – К наблюдателю

4 – l_набл – l_источ

5 – Время

 

Рис. 10.10.

1 – Р (сут)

2 – n_rA (м/с)

3 – Планета с массой Юпитера

4 – Планета с массой Земли

5 – а. е.

 

Рис. 10.11.

1 – Вид от наблюдателя

2 – Вид сбоку

3 – К наблюдателю

 

Рис. 10.12.

1 – Орбита звезды

2 – Центр масс

3 – К наблюдателю

4 – Время

 

Рис. 10.13.

1 – Год

2 – n_r, м/с

 

Рис. 10.14.

1 – Диспергирующий элемент

2 – Плоскость детектора

3 – Изображение в плоскости детектора

4 – Интенсивность изображения

5 – Длина волны

 

Рис. 10.15.

1 – Муаровая картина сдвинулась вверх

2 – Спектральные линии

3 – Интерференционные полосы

 

Рис. 10.16.

1 – Видимый блеск звезды

2 – Время

 

Рис. 10.17.

1 – Источник

2 – Звезда-линза

3 – Наблюдатель

4 – Планета

5 – Источник

6 – Линза

7 – Кольцо Эйнштейна

8 – Время

9 – Усиление

 

Барри Джонс. Жизнь в Солнечной системе и за её пределом. Шпрингер, 2004.

 

Глава 11.

Экзопланетные системы

 

В двух предыдущих главах были описаны методы поиска экзопланет. В этой главе подводятся итоги поисков и рассматриваются различные типы планетных систем, которые астрономы надеются обнаружить. Следующая глава посвящена методам поиска жизни на этих планетах.

 

11.1. Открытие экзопланетных систем

 

В 1992 г., после многих лет разочарований и обманутых надежд, была открыта первая экзопланета. Американские астрономы Алекс Вольцжан и Дейл Фрейл объявили, что обнаружили две планеты, обращающиеся вокруг довольно необычной звезды-пульсара. Каждая из планет имеет массу всего в несколько раз превышающую массу Земли. Утверждение, что у пульсара могут быть планеты, вызвало удивление многих астрономов, но дальнейшие исследования подтвердили этот факт. Сомнения ученых были вызваны существующими представлениями о формировании пульсаров. Это остатки массивных звезд, они возникают в самом конце жизни звезды, после ее вспышки как сверхновой. Остаток может быть как черной дырой, так и нейтронной звездой (раздел 8.1.1). Пульсар – нейтронная звезда, электромагнитное излучение которой при вращении звезды проявляется в виде регулярных пульсаций и позволяет нам отождествить ее как пульсар. Упомянутые выше планеты были обнаружены из-за явной модуляции интервалов между импульсами, возникающей из-за Доплер-эффекта при обращении пульсара вокруг центра масс системы. Было очевидно, что планеты не могут выжить при взрыве сверхновой звезды; вероятно, существовавшие до взрыва планеты и не смогли. А открытые планеты могли сформироваться из «осколков» взрыва или быть захвачены у соседней звезды при пролете пульсара мимо нее. Для нас важнее то, что никакая форма жизни не может пережить взрыв, и даже если планеты сформировались после взрыва, то, находясь так близко к пульсару с его смертельно мощным излучением, они будут оставаться безжизненными. Поэтому, мы не будем подробно обсуждать немногочисленные планеты вокруг пульсаров, а сосредоточимся на планетах вокруг звезд подобных Солнцу.

В октябре 1995 г. швейцарские астрономы Мишель Майор и Дидье Квелоц из Женевской обсерватории объявили об обнаружении первой планеты рядом с нормальной звездой. Планета обращается вокруг звезды 51 Пегаса (51 Peg, звезда номер 51 в созвездии Пегаса), похожей на Солнце. Вскоре этот результат подтвердили и другие наблюдатели, так что к началу 1996 г. астрономы убедились, что долгий простой в деле открытия экзопланет закончился. Началась эра постоянного потока открытий, которая продолжается по сей день. К сентябрю 2003 г. уже существовал единый каталог, включающий 117 планет вблизи обычных звезд. Они распределены по 102 планетным системам, причем в 13-ти системах обнаружено по несколько планет [В декабре 2006 г. каталог Шнайдера (см. адрес веб-сайта в Приложении) содержал уже 197 экзопланет в 169 системах с нормальной звездой, обнаруженных методом доплеровской спектроскопии. Плюс 4 планеты в двух системах с радиопульсарами. Плюс 4 планеты, обнаруженные по эффекту микролинзирования. И еще 4 молодых планеты, прямые изображения которых удалось получить, благодаря крайне низкой светимости их звезд. Всего 209 экзопланет. – Прим. ред. ]. Хотя в отношении некоторых планет из списка есть вполне обоснованные сомнения. Кроме этого, около сотни объектов являются кандидатами на статус планеты и пока не подтверждены. В основном это объекты найденные по прохождениям планеты по диску звезды в обзорах по гравитационному микролинзированию. Экзопланеты называют по имени их звезды с добавлением буквы "b", обозначающей, что это первая планета в системе, буквы "c" – что вторая, и т. д. Поэтому планета 51 Пегаса была названа 51 Пегаса b. Если одновременно обнаружено несколько планет, то перечисление начинают с ближайшей к звезде планеты, например, в системе ипсилон Андромеды (u And) планеты обозначены буквами b, c и d.

Рис 11.1

Все планеты около обычных звезд, за исключением одной, были обнаружены методом доплеровской спектроскопии. На рис. 11.1 показаны результаты наблюдений трех звезд, вместе с аппроксимирующей их кривой. По синусоиде на рис. 11.1(а) для звезды 51 Пегаса можно сделать вывод, что орбита планеты имеет небольшой эксцентриситет (разд. 10.1.4). Формы аппроксимирующих кривых для двух других кандидатов указывают на орбиты с большим эксцентриситетом, значение которого можно вычислить, но мы не будем вдаваться в детальный анализ этих результатов. Единственной планетой, открытие которой было сделано двумя разными методами, стала планета звезды OGLE-TR-56. До открытия планеты эта звезда не имела названия и получила его лишь после проведения обзора OGLE (разд. 10.3). Несмотря на имя, связанное с обзором по поиску микролинзирования, открытие планеты было сделано путем фотометрии ее прохождения по диску звезды. Ожидая увидеть усиление яркости, вызванное эффектом гравитационной линзы, исследователи зарегистрировали ослабление блеска звезды при прохождении планеты по ее диску. Наличие у объекта OGLE-TR-56b массы, типичной для планеты, подтвердила доплеровская спектроскопия.

Звезда OGLE-TR-56 находится на расстоянии около 5000 св. лет от нас. Все остальные звезды с планетами расположены гораздо ближе, а самая удаленная из них, HD47536b (аббревиатура HD указывает известный звездный каталог) лежит на расстоянии 401 св. года, что составляет около 0,5% диаметра диска нашей Галактики, так что эти экзопланеты не так уж и далеки от нас. Причина понятна – от более близких звезд мы получаем больше света, благодаря чему линии в их спектре выглядят четче. Поэтому легче обнаружить их ничтожные доплеровские сдвиги, обусловленные влиянием небольших по массе объектов, каковыми являются планеты в звездных системах. (Мы помним, что само доплеровское смещение не зависит от расстояния до звезды – см. разд. 10.1.4) Обнаружению OGLE-TR-56b методом доплеровской спектроскопии способствовал очень короткий период её обращения, всего 1,2 сут, и связанная с этим большая амплитуда лучевой скорости звезды.

Одна из систем, обнаруженных методом доплеровской спектроскопии и включающая в себя звезду Gliese 876 (Gliese – ещё один звездный каталог), была позднее зарегистрирована астрометрическим методом. Это стало возможным благодаря как небольшой массе звезды Gliese 876 (около 1/3 массы Солнца), так и её близости к нам (около 15,4 св. года), что позволило уверенно измерить смещения звезды.

Рис 11.2

Ещё в одном случае существование планеты, обнаруженной методом доплеровской спектроскопии, позднее удалось подтвердить независимым методом. Речь идет о планете HD209458b, существование которой было подтверждено наблюдениями ее прохождения по диску звезды. Прохождение наблюдалось с помощью небольшого телескопа с апертурой всего 0,1 метра, работающего по программе STARE (Stellar Astrophysics and Research on Exoplanets) в обсерватории Боулдер (шт. Колорадо). В августе и сентябре 1999 г. астрономы наблюдали звезду HD209458 в течение 10 ночей и дважды (9 и 16 сентября) зафиксировали прохождение планеты по диску звезды. На рис. 11.2 показана кривая блеска, на которой данные STARE отмечены точками. Промежуток между двумя последовательными минимумами равен орбитальному периоду планеты. Позднее прохождение планеты по диску звезды наблюдалось многократно. Сплошная кривая на рисунке показывает гораздо более точные фотометрические данные, полученные телескопом "Хаббл", имеющим существенно большую апертуру, работающим в космосе и поэтому свободном от атмосферных искажений сигнала.

Чтобы наблюдалось прохождение планеты по диску звезды, орбита планеты должна быть видна практически с ребра. Орбиты экзопланет ориентированы случайным образом. Расчеты показывают, что в среднем при этом для 100 обнаруженных экзопланет мы можем ожидать прохождения по диску звезды лишь одной или двух из них, поэтому редкость успешного наблюдения прохождений вполне понятна.

Теперь мы переходим к подробному знакомству с достоверно обнаруженными экзопланетными системами: узнаем об их звездах, самих экзопланетах, параметрах их орбит и возможных механизмах формирования. Планет, замеченных рядом с пульсарами, мы касаться не будем.

 

11.2. Обнаруженные экзопланетные системы с нормальными звездами

 

11.2.1. Звезды экзопланетных систем

 

Почти все звезды, у которых обнаружены планетные системы, относятся к спектральным классам F, G или K главной последовательности (раздел 8.1.1), то есть, похожи на наше Солнце. Причина в том, что именно такие звезды наиболее удобны для наблюдений методом доплеровской спектроскопии из-за своих четких спектральных линий, стабильной поверхности и довольно большой светимости. К тому же, таких звезд много, поэтому легко найти близкие, с высокой видимой яркостью. А если говорить о поисках жизни, то преимущество этих звезд состоит в их длительном пребывании на главной последовательности, позволяющем жизни проявить себя в тех формах, которые мы можем заметить (раздел 8.2.1). Ещё более долгоживущими являются М-карлики, причем их количество превышает общее число звезд F, G и K вместе взятых (раздел 8.1.2).

Почему же тогда уделяется мало внимания поискам планет в системах М-карликов? Основная причина – их низкая светимость. К тому же, их планеты, скорее всего, безжизненны. Эта проблема уже обсуждалась в разделе 8.2.3 и было отмечено, что последний вывод пока под вопросом. Возможно, исследователи зря пренебрегают М-карликами. В настоящее время наблюдается возрождение интереса к этим объектам.

Среди 102 звезд, имеющих планеты [См. прим. на с. 233], 7 принадлежат к двойным звездным системам. Планета в них обращается вокруг одной из звезд. Например, в двойной системе гамма Цефея (g Cep) вокруг одной из звезд массой около 1,6 масс Солнца по орбите радиусом 2,15 а. е. обращается планета-гигант, а вторая звезда массой 0,4 массы Солнца располагается на расстоянии 21,4 а. е. от первой. На первый взгляд кажется, что наличие второй звезды должно мешать образованию планеты или нарушать устойчивость её орбитального движения, но этот пример демонстрирует обратное. Напомним, что большая часть звезд является членами кратных систем, а в двойные системы входит около 70% звезд из ближайшего окружения Солнца. Обнаружение планет в таких системах, вообще говоря, значительно повышает потенциальное число звезд с планетами.

Примерно 10% похожих на Солнце близких звезд имеют планеты-гиганты на расстоянии не более 4 а. е. Степень металличности почти всех этих звезд превышает 0,5%, а у некоторых она даже выше, чем у Солнца (2%). Такая высокая металичность может свидетельствовать о росте вероятности формирования планет в околозвездных туманностях, обогащенных тугоплавкими веществами (раздел 1.2), хотя сравнение со звездами, не имеющими планет, не позволяет делать определенные выводы. Доля близких звезд солнечного типа, у которых обнаружены планеты, будет только возрастать по мере все более сложного открытия планет с большими периодами, указывающими на орбиты большего радиуса. Кроме того, можно надеяться на открытие планет у звезд других типов, в особенности у чрезвычайно распространенных М-карликов. Пока мы не знаем, у многих ли звезд из ближайшего окружения Солнца есть планеты, но астрономы надеются, что доля таких звезд велика.

Обзоры гравитационного микролинзирования проводятся все более активно, причем в основном в направлении балджа Галактики (раздел 10.3), где высокая концентрация звезд делает микролинзирование более вероятным. Хотя многие результаты ещё требуют проверки, эти обзоры показывают, что менее одной трети звезд в направлении балджа имеют планеты с массами Юпитера на расстояниях 1,5-4 а. е. и менее половины звезд имеют более массивные планеты на расстояниях 1-7 а. е. Отметим, что большая часть наблюдавшихся звезд – это М-карлики.

Обзоры прохождения планет по дискам звезд также продвинулись вперед, и опять появились неподтвержденные открытия. Обзор рассеянного скопления NGC 6819, состоящего из звезд высокой металличности, не показал ни одного прохождения планеты размером с Юпитер по диску звезды, хотя астрономы надеялись зарегистрировать несколько таких событий, исходя из статистики, основанной на ближайшем окружении Солнца. Из этого следует две возможности: либо звезды в ближайшем окружении Солнца по какой-то причине избыточно окружены планетами, либо доплеровская спектроскопия, используемая для исследования близких звезд, имеет дело именно с теми звездами, у которых чаще бывают планеты. Не удалось зафиксировать прохождений планет и при наблюдении шарового скопления 47 Тукана. Это пытались объяснить тем, что очень старые звезд скопления имеют низкую металличность, или же тем, что высокая концентрация звезд препятствует образованию планет или же приводит к их выбрасыванию из скопления. Но, с другой стороны, в шаровом скоплении M4 удалось же обнаружить достаточно крупную планету (в несколько раз массивнее Юпитера) в двойной звездной системе, состоящей из пульсара и белого карлика. История исследований экзопланет очень коротка и еще полна неожиданностей.

Можно не сомневаться, что в ближайшие годы будет обнаружено много новых планет. В разделе 11.4 мы обсудим, открытие каких планет ожидается, а сейчас познакомимся с теми планетами, которые уже обнаружены.

 

11.2.2. Массы экзопланет

 

Рис 11.3

Как мы знаем (разд. 10.1.4), измеряемой величиной в доплеровской спектроскопии является не сама масса планеты m, а произведение m sin(i ₀), где i ₀ – угол наклонения орбитальной плоскости планеты к плоскости неба. На рис. 11.3 показано распределение числа обнаруженных экзопланет в зависимости от измеренного значения m sin(i ₀) для интервалов масс 0–0,49 m _J, 0,50–0,99 m _J и т. д., где в качестве единицы выбрана масса Юпитера m _J (она в 318 раз больше массы Земли m _E). К моменту написания этой книги (сентябрь 2003 г.) самая маленькая из достоверно обнаруженных планет у нормальных звезд имела массу 0,12 m _J, или 38 m _E, что примерно вдвое меньше массы Сатурна и чуть больше удвоенной массы Нептуна [В декабре 2006 г. рекордно маленькая масса экзопланеты составляла 7 m _E . – Прим. ред. ]. На другой стороне распределения мы обнаруживаем небесные тела с массой более 13 m _J, которые уже следует причислять не к планетам, а к звездам, тем более, что и по своему составу, – в основном это водород и гелий, – они близки к звездным объектам. При таком составе масса в 13 m _J представляет тот порог, выше которого недра объекта разогреваются настолько, что в них начинается процесс термоядерного синтеза с участием редкого изотопа водорода – дейтерия (²H). Несмотря на низкое содержание изотопа ²H, процесс слияния ядер может продолжаться около 1 млрд. лет, так как в рассматриваемых условиях (не очень высокая температура и относительно небольшая масса небесного тела) скорость расхода "горючего" невелика. Напомним, что для начала ядерного синтеза с участием изотопа ¹H (т. е. для выхода звезды на главную последовательность) масса звездного объекта должна быть не менее 80 m _J, а богатые водородом объекты с массами от 13 до 80 m _J являются коричневыми карликами (разд. 8.1.1). Уже открыто много таких объектов, особенно вблизи верхнего предела указанного интервала масс.

Термоядерный синтез – это всего лишь один из нескольких критериев, которые предлагаются, чтобы отличать звезду от планеты. Хотя нет единого мнения о том, какой из критериев наилучший, для наших целей он представляется наиболее удобным, поскольку наблюдается некий дефицит объектов именно в области масс 13 m _J (рис. 11.3).

Возникает вопрос: сколько планет на рисунке 11.3 в действительности является коричневыми карликами, маскирующимися под планету. Такая маскировка может быть вызвана малыми значениями i ₀. В этом случае масса планеты превысит критическое значение 13 m _J. Например, значениям m sin(i ₀) = 4,5 m _J и i ₀ = 5,7° соответствует масса объекта m = 4,5 m _J /sin(5,7°) = 4,5 m _J /0,099 = 45 m _J. Объект HD209458b безусловно не является коричневым карликом, поскольку наблюдалось его прохождение по диску звезды, а значит, мы видим ее орбиту с ребра. Угол наклона при наблюдении был равен i ₀ = 86,1°, следовательно sin(i ₀)» 0,998, а измеренное значение равно m sin i ₀ = 0,69 m _J, то есть масса объекта тоже равна 0,69 m _J. Точно также мы можем быть уверены в существовании планеты у звезды e Эридана. Эта звезда, вероятно, имеет планету; в таком случае это одна из немногих обнаруженных до сих пор экзопланетных систем, имеющих еще и пылевое кольцо. Наблюдаемая форма пылевого кольца эллиптическая. Предположив, что в действительности кольцо круглое и что планета движется в плоскости кольца, получим значение угла наклонения ее орбиты, равное i ₀» 46°. Разделив измеренное значение m sin(i ₀) = 0,86 m _J на sin(46°), легко можно вычислить, что масса планеты равна 1,2 m _J. Для объекта Gliese 876b астрометрические измерения дают i ₀» 37°, чему соответствует m = 3,3 m _J. При фотометрии прохождений планеты OGLE-TR-56b было получено значение i ₀» 86,2°, что в дальнейшем при проведении доплеровской спектроскопии позволило получить m = 0,9 m _J.

В некоторых случаях оценить i ₀ удается из наблюдений звезды, позволяющих определить наклон оси вращения звезды относительно луча зрения. Справедливо полагая, что орбитальная плоскость планеты лежит вблизи экваториальной плоскости звезды, мы определяет i ₀. Такие оценки показывают: ситуации, когда угол i ₀ настолько мал, что масса объекта оказывается выше порога в 13 m _J, очень редки. Поэтому можно полагать, что лишь небольшое число объектов на рис. 11.3 в действительности являются коричневыми карликами, а не планетами. Это подтверждают и статистические данные: если бы орбиты экзопланет имели случайную ориентацию, то подавляющее число наблюдаемых объектов имело бы массы лишь вдвое превышающую измеренное значение величины m sin(i ₀).

Итак, большинство известных экзопланет по массе похожи на Юпитер. Но похожи ли они на Юпитер и по составу?

 

11.2.3. Химический состав экзопланет

 

Из многочисленных наблюдений и модельных расчетов астрономы знают, что Юпитер по химическому составу похож на Солнце в самом начале его эволюции, до того, как процесс термоядерного синтеза изменил этот состав. Молодое Солнце содержало (по массе) 73% водорода, 25% гелия и 2% всех остальных, более тяжелых элементов. Считается, что Юпитер имеет примерно такой же состав, а отличие сводится лишь к несколько большему содержанию тяжелых элементов (возможно, до 5–10% по массе), что можно объяснить особенностями формирования этой планеты (раздел 1.2.1). Выше уже отмечалось, что массы практически всех обнаруженных экзопланет (у нормальных звезд, не у пульсаров) по порядку величины близки к массе Юпитера и значительно превосходят массу Земли. Но не может ли их состав при этом быть ближе к земному, в котором преобладают силикаты и железо?

Один из важнейших индикаторов химического состава планеты – её средняя плотность r, определяемая отношением массы m к объему V (для сферических тел V = 4p R ³/3, где R – радиус):

 

(11.1)

 

Предполагая, что масса экзопланеты равна массе Юпитера (m _J = 318 m _E), а её средняя плотность равна плотности Земли, можно получить соотношение

 

 

где R _E – радиус Земли. Отсюда найдем радиус такой планеты:

 

R = (318)^1/3 R _E = 6,8 R _E

 

Следует учесть, что при увеличении массы такой супер-Земли давление в ее центре будет увеличиваться, и внутренние части станут плотнее, вследствие чего радиус этой гипотетической планеты (подобной Юпитеру по массе, но Земле – по химическому составу) не должен превышать 5–6 R _E. Радиус Юпитера равен 11 R _E, а разница объясняется тем, что плотность силикатов и железа значительно выше плотности водорода и гелия (при сравнимых давлениях), поэтому железо-кремниевые планеты должны быть существенно меньше водородно-гелиевых (при одинаковой массе). Из этого следует, что можно оценить химический состав, измерив диаметр экзопланеты с известной массой.

В настоящее время такие измерения возможны лишь для HD209458b и OGLE-TR-56b. Масса планеты HD209458b (по данным доплеровской спектроскопии и по факту прохождения) составляет 0,69 m _J, а радиус (по измерениям ослабления видимого блеска при прохождении) – 1,42 R _J. Сочетание столь небольшой массы с огромным размером явно указывает на то, что планета не может относиться к железо-кремниевым, но возникает вопрос, почему средняя плотность планеты с массой 0,69 m _J и радиусом 1,42 R _J составляет всего 24% от плотности Юпитера? Вероятно, основной причиной является близость планеты к звезде: радиус её орбиты всего 0,045 а. е. Вы может быть подумали, что все дело в тепловом расширении атмосферы планеты? Нет, этот эффект довольно слаб. Гораздо важнее замедление остывания планеты из-за мощного нагрева излучением звезды. Если планета прямо с момента рождения оказывается очень близко от своей звезды, то этим можно объяснить ее современный "избыточный" размер. Таким образом, размер планеты HD209458b не только позволяет считать ее водородно-гелиевой, но и указывает, что она сформировалась вблизи звезды или попала туда сразу после рождения. Мы ещё вернемся к этому вопросу в разделе 11.3.

Аналогичные данные о планете OGLE-TR-56b приводят к значениям (1,3 ± 0,3) R _J и (0,9 ± 0,3) m _J для радиуса и массы, что соответствует примерно 40% плотности Юпитера. Эта планета располагается даже ближе к звезде, чем рассмотренная выше HD209458b, так что её «раздутость» может быть объяснена той же причиной.

Еще один подход к изучению химического состава планет (по крайней мере, их атмосфер) основан на анализе света звезды, прошедшего сквозь атмосферу планеты. Например, это позволило обнаружить в атмосфере HD209458b пары натрия. Но для других веществ этот метод пока не дал результатов.

О составе остальных экзопланет мы можем судить лишь по косвенным данным. Однако, если это железо-кремниевые объекты, то они могли сформироваться только в околозвездных дисках с высоким обилием тяжелых элементов, которых было бы достаточно для образования планеты в сотню раз массивнее Земли. Наши знания о составе межзвездных облаков исключают такую возможность: степень обилия тяжелых элементов, необходимая для рождения таких планетных систем, слишком велика. В любом случае, высокое содержание тяжелых элементов подразумевает и высокую степень металличности родительских звезд. Спектры некоторых звезд показывают иногда наличие избытка тяжелых элементов, но их никогда не бывает достаточно для того, чтобы поддержать гипотезу о существовании гигантских железо-кремниевых планет.

Таким образом, мы имеем достаточно веские аргументы в пользу того, что обнаруженные крупные планеты с массами порядка массы Юпитера по своему составу также напоминают Юпитер, то есть в основном состоят из водорода и гелия. На нижнем конце спектра масс находятся планеты типа Сатурна, с массами примерно втрое меньше, чем у Юпитера. Но и Сатурн также в основном состоит из водорода и гелия, так что состав этих небольших гигантов, вероятно, такой же. Лишь у самых мелких из обнаруженных объектов, с массами около 0,12 m _J (примерно две массы Нептуна), водород и гелий не доминирует в составе; так же, как и в составе Урана и Нептуна (раздел 1.1.3).

 

11.2.4. Орбиты экзопланет

 

На рис.11.4 показана зависимость значения m sin(i ₀) от длины большой полуоси a орбиты для каждой экзопланеты. Пунктирная линия на чертеже показывает постоянное значение амплитуды лучевой скорости при заданной массе звезды, и обозначает приблизительную границу между трудно открываемыми (ниже этой линии) и легко открываемыми (выше линии) экзопланетами.

Рис 11.