Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://galspace.spb.ru/indvop.file/4.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Sun Apr 10 00:54:53 2016 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: внешние планеты |
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Астрономия
| |||||
Космические исследования - экзопланеты |
Хотя число известных планет с массой порядка массы Нептуна мало, интересно сравнить их орбитальные параметры со свойствами внесолнечных планет-гигантов. Так как они дают очень маленькую амплитуду лучевой скорости родительской звезды, возможность их обнаружения ограничена короткими периодами, и значимое сравнение может быть сделано только с планетами-гигантами с периодами короче 20 дней. Распределение короткопериодических планет-гигантов имеет явный пик для периодов около 3 дней (Рисунок 3). Напротив, распределение планет с массами порядка массы Нептуна является довольно плоским примерно до 15 дней. Мы также видим, что орбиты "горячих нептунов" имеют маленькие эксцентриситеты. В частности, для периодов от 9 до 15 дней (3 из 7 планет) величина эксцентриситета гораздо меньше, чем для планет-гигантов с аналогичными периодами. Для периодов меньше 6 дней орбиты скруглены приливными силами, особенно если планета является "твердой". Наибольшие наблюдаемые эксцентриситеты у Другая разница между планетами-гигантами и горячими нептунами видна в распределении их родительских звезд по металличности. Хотя число горячих нептунов не составляет статистически значимую группу, эти небольшие различия могут означать, что планеты-гиганты и "твердые" планеты формируют две популяции с различными свойствами. Однако необходимо найти больше горячих нептунов для того, чтобы решить этот вопрос более убедительным способом. Известно 142 родительские звезды и более 170 внесолнечных планет. 17 из этих звезд имеют многопланетные системы. Еще одна система,
Самая
населенная из этих систем - система Многие многопланетные системы являются или иерархическими, или резонансными системами. Среди известных многопланетных систем, по крайней мере, 8 (почти половина) находятся в средних резонансах движения, а 4 из них находятся в низшем резонансе 2:1. Рисунок 8 показывает отношение орбитальных периодов (где более длинный период делится на более короткий) для многопланетных систем, представленных в Таблице 2. Сомнения в полученных орбитальных периодах показаны как интервалы ошибок.
За
исключением Присутствие двух или более взаимодействующих планет в системе значительно увеличивает нашу способность понять процессы формирования и эволюции планетных систем. Краткосрочные динамические взаимодействия особенно интересны из-за непосредственно наблюдаемых последствий. Среди них наиболее важны наблюдения 2:1 резонансных систем, потому что когда расстояние между планетами становится невелико, в течение близкого пролета гравитационное планет-планетное взаимодействие становится довольно заметным. Оно будет заметно влиять на эволюцию системы в масштабе времени нескольких периодов внешней планеты. Изменения лучевой скорости центральной звезды тогда будут заметно отличаться от изменений лучевой скорости, полученных в предположении независимых кеплеровских орбит (Рисунок 9).
В самых благоприятных случаях наклонение плоскости орбит, которое невозможно определить с помощью метода измерения лучевых скоростей, может быть определено с помощью измерения амплитуды планет-планетных взаимодействий, прямо зависящей от истинной массы планет. В этом ключе было проведено исследование системы Gl 876, имеющей 2 планеты на небольшом расстоянии друг от друга (орбитальный резонанс 2:1) В результате ньютонового моделирования системы Gl 876 был создан метод, уточнивший орбитальные элементы планет, а также позволивший обнаружить маломассивную планету, расположенную очень близко к звезде (Таблицы 1 и 2). Другое полезное применение динамического анализа многопланетных систем - локализация резонансов в системе, которые формируют ее полную структуру. Также важны исследования стабильности, чтобы убедиться в долгосрочной жизнеспособности наблюдаемых ныне планетных систем. Дополнительная информация об ограничениях на модели формирования и эволюции планет может быть получена путем изучения родительских звезд. В частности, масса и металличность родительских звезд имеет первостепенную важность для моделей формирования планет. Корреляция между обнаруженными с помощью эффекта Доплера газовыми гигантами и высокой Во время ранних наблюдений корреляции между металличностью родительских звезд и количества планет было известно только небольшое число звезд, имеющих планеты, корреляция была ограничена небольшим объемом исследований, и были обычны систематические погрешности в определении металличности, достигавшие 0,1. Но впоследствии были сделаны систематические, гомогенные исследования всех звезд, вошедших в обзоры поиска планет (Santos et al., 2001), с условием, чтобы звезды наблюдались достаточно долго и подробно для обнаружения юпитероподобной планеты с периодом до четырех лет. Вместо того, чтобы проверять металличность звезд, имеющих планеты, было оценено присутствие газовых гигантов, вращающихся вокруг звезд с известной металличностью, для более чем 1500 звезд, участвовавших в обзорах поиска планет с помощью эффекта Доплера. Рисунок 10 показывает процент звезд с планетами как функцию металличности для 1040 звезд из обзоров Lick, Keck и AAT (непрерывная линия), и процент звезд с планетами для 875 звезд из обзора CORALIE (двойные звезды исключены, пунктирная линия).
Возникновение планет как функция металличности родительских звезд была аппроксимирована формулой: Таким
образом, вероятность формирования газового гиганта пропорционально
квадрату числа атомов металлов и увеличивается в 5 раз, если
металличность родительской звезды увеличивается с 0,0 до 0,3.
Последовательный анализ спектров более чем 1500 звезд, сделанных с
высоким разрешением в обзорах поиска планет, нашел различия между двумя
гипотезами обогащения звезд тяжелыми элементами. Наблюдаемая
металличность не увеличивалась с уменьшением глубины конвективной зоны
звезд главной последовательности, как предполагала гипотеза загрязнения
звезды металлами во время заключительного этапа аккреции, таким образом,
такое загрязнение не было ответственно за увеличение металличности
звезд, имеющих планеты. Еще один, более сильный аргумент против гипотезы
загрязнения состоит в том, что субгиганты, имеющие планеты, имеют также
высокую металличность, а субгиганты без обнаруженных планет имеют то же
распределение по металличности, что и звезды главной последовательности
без обнаруженных планет. Так как у звезд ветви субгигантов происходит
перемешивание всей конвективной зоны, субгиганты растворили бы
аккрецированные металлы в конвективной зоне. Тот факт, что высокая
металличность сохранилась у субгигантов, имеющих планеты, говорит о том,
что эти звезды были богаты металлами целиком.
Известно, что обнаруженные планеты-гиганты предпочитают обращаться вокруг звезд, богатых металлами. Какова ситуация с недавно обнаруженными планетами с массами порядка массы Нептуна? Если, как предполагает ряд авторов, недавно открытые горячие нептуны суть остатки испарившихся древних планет-гигантов, их родительские звезды должны также иметь преимущественно высокую металличность, наблюдаемую у родительских звезд планет-гигантов. Этого не наблюдается, поскольку 7 известных планет с массой m sin i < 21 массы Земли (Таблица 1) вращаются вокруг звезд с металличностью 0,33; 0,35; 0,02; 0,14; - 0,03; - 0,25 и -0,31, соответственно (недавно открытая система из трех "нептунов" вращается вокруг звезды с металличностью -0,05 - В.В.). Хотя статистика слишком бедна, размах этих величин, близкий к полному диапазону металличности звезд, имеющих планеты, означает разное отношение между содержанием металлов в звезде и существованием небольших планет относительно планет-гигантов. Важное замечание: 3 кандидата с массой, близкой к массе Нептуна, вращаются вокруг красных карликовых звезд спектрального класса М. Недавнее моделирование методом Монте-Карло, выполненное Ida and Lin (2005), показало, что около маломассивных звезд обычно формируются планеты с массами порядка массы Нептуна. Похожий результат - маломассивные планеты наблюдаются около солнцеподобных звезд в случае низкой металличности протозвездной туманности (Ida and Lin, 2004b; Benz et al., 2005). Будущие исследования моделей формирования планет и новые открытия маломассивных планет помогут нам лучше понять эти два сходящихся эффекта. Масса центральной звезды также является важным параметром процесса формирования планет. В случае маломассивных звезд результат текущих обзоров показывает, что газовые гиганты редки около М-звезд по сравнению со звездами F, G, K-классов. Известна только одна система около М-звезды с двумя планетами-гигантами (Gl 876). В частности, около М-звезд не найдено ни одного горячего юпитера. Этот результат, однако, страдает от маленькой статистики. С другой стороны, как показано выше, 3 из 5 планет, вращающихся вокруг М-карликов, имеют массу ниже 21 массы Земли и, возможно, являются "твердыми" планетами. Недавно начали работу новые программы поиска планет у более массивных звезд, а именно, звезд главной последовательности спектральных классов A и F, а также гигантов спектральных классов G и К. Найденные планеты обычно массивны (масса более 5 масс Юпитера), однако еще слишком рано делать выводы об "эффекте центральной звезды", так как эти программы еще очень подвержены наблюдательной селекции (большая масса центральной звезды и малое время наблюдений). В последние годы наземные поиски транзитов дали множество транзитных кандидатов в планеты. Самой успешной программой поиска транзитных планет до сих пор был обзор К настоящему времени с помощью транзитных обзоров открыто 6 планет, подтвержденных с помощью метода измерения лучевых скоростей звезды. Пять из них было найдено в рамках проекта OGLE и одна в результате работы сети TrES. Три из планет, найденных OGLE, имеют периоды меньше 2 дней (очень горячие юпитеры). Такие короткие периоды, хоть и легкие для регистрации, не найдены в обзорах по измерению лучевых скоростей звезд, откуда следует, что таких объектов раз в 10 меньше, чем "обычных" горячих юпитеров с периодом от 2,5 до 10 дней. В дополнение к планетам, обнаруженным с помощью фотометрии, для трех планет, обнаруженных с помощью метода измерения лучевых скоростей, были найдены транзиты по диску родительской звезды. Когда транзитная фотометрия дополняется высокоточными измерениями лучевой скорости, становится возможным определить точную массу и радиус, а значит, и среднюю плотность планеты. Эти важные величины ограничивают модели внутреннего строения планеты, так же, как и ее историю.
Интересно
отметить, что большинство планет, для которых мы знаем массу и радиус,
были найдены в фотометрических (транзитных) обзорах, несмотря на то, что
методом измерения лучевых скоростей было открыто более 165 планет. Это
является следствием низкой вероятности обнаружения "транзитной"
конфигурации среди планет, найденных методом измерения лучевых скоростей
звезд, в то время как большинство транзитных кандидатов может быть
подтверждено с помощью измерения лучевых скоростей. С другой стороны,
эти три планеты, проходящие по диску ярких звезд, сначала были открыты
методом измерения лучевых скоростей, так как поиски транзитов обычно
происходят на участках неба, переполненных тусклыми звездами.
Особенность Важный вывод последних нескольких лет состоит в том, что техника измерения лучевых скоростей еще не достигла собственного предела в области изучения экзопланет. Фактически, будущее измерений лучевых скоростей все еще радужно. 1. Недавние открытия показывают, что значительная популяция нептуноподобных и сатурноподобных планет на орбитах ближе 1 а.е. еще ожидает своего открытия. Улучшенная точность обзоров по измерению лучевых скоростей обратится к этой проблеме в ближайшем будущем, давая нам новые ограничения на теории формирования планет. С уровнем точности, достигнутым в настоящий момент для измерений лучевых скоростей, нам открывается новая область в поиске внесолнечных планет - обнаружение планет с массой в несколько земных масс около звезд солнечного типа. Маломассивные планеты (с массой менее 10 масс Земли) могут быть более распространены, чем ранее найденные гигантские миры. 2. Как описано выше, дополнительные наблюдения лучевых скоростей необходимы для того, чтобы определить массу транзитных планет и вычислить их среднюю плотность. Эти наблюдения подтверждают планетную природу транзитных кандидатов и позволяют получить важные параметры планетных атмосфер и ограничения на модели внутреннего строения планет. Это важно ввиду ожидаемых результатов космических миссий COROT и Kepler, которые должны обнаружить сотни транзитных планет различного состава и массы. Когда транзитный сигнал обнаружен, его период известен. В результате дальнейшие наблюдения лучевых скоростей становятся менее требовательны к числу и точности доплеровских измерений. Например, планета с массой 2 массы Земли на 4-дневной орбите вызывает доплеровский сигнал 80 см/сек, который можно будет обнаружить только несколькими высокоточными измерениями лучевой скорости (при условии того, что период системы известен заранее). В этом контексте самый захватывающий аспект - возможность исследовать отношение масса-радиус вниз до области земных масс. 3. Порог самой низкой массы планет, которые еще могут быть обнаружены с помощью доплеровской техники, продолжает уменьшаться. Область с уровнем скорости около 1 м/сек еще не исследовалась. Результат, полученный с помощью спектрографа HARPS, показывает, что даже если звезды являются слегка переменными в лучевых скоростях (на скромном уровне) из-за акустических колебаний, возможно достигнуть краткосрочной точности на уровне существенно меньше 1 м/сек, если применять адекватную наблюдательную стратегию. Однако одна проблема остается нерешенной: поведение звезд на более длинном интервале времени, где звездные колебания и пятна могут повлиять на достигнутую точность. В этом случае необходим точный предварительный отбор звезд, чтобы выбрать хороших кандидатов и оптимально использовать время телескопа. Открытие внесолнечной планеты с помощью доплеровской техники требует, чтобы или лучевая скорость, наведенная планетой, была значительно выше, чем дисперсия, или чтобы наблюдения проводились с очень высокой частотой и интенсивностью. Большое количество наблюдений с прекрасным охватом по фазе является ключевым для исключения ложных положительных сигналов, особенно если учитывать относительно высокое число свободных параметров в орбитальном решении для многопланетных систем. Большое число измерений поможет смягчить трудности обнаружения планет при низких амплитудах сигнала, но потребует огромных вложений наблюдательного времени. Таким образом, пока мы имеем возможность использовать достаточно наблюдательного времени и проектируем прогрессивные спектрографы (с высоким уровнем контроля), мы в принципе можем обнаружить планеты подобные Земле. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|