Предыдущая - Следующая

Самая населенная из этих систем - система 55 Cnc, в которой открыто 4 планеты. Упсилон Андромеды, HD 37124, Gl 876 и HD 160691 каждая имеют по три планеты (в настоящий момент к ним добавилась система HD 69830, у которой открыто 3 планеты с массами порядка массы Нептуна - В.В.). Наконец, известно 11 (сейчас 12) систем с двумя планетами. Среди звезд, имеющих планеты, 12% имеют многопланетные системы. Таким образом, вероятность найти у звезды вторую планету, если уже найдена первая, почти в 2 раза больше вероятности найти первую планету (6%).
Конечно, фракция известных многопланетных систем - это только нижний предел. Первая проблема состоит в том, что маленькая амплитуда от более удаленного планетного собрата легко замывается в однопланетной кеплеровской модели. Обнаружение дополнительных планет легче в системах, где более удаленная планета в несколько раз массивнее Юпитера - она даст большую амплитуду лучевой скорости. Однако массовая гистограмма (Рисунок 2) показывает, что массивные планеты мало распространены. Вторая проблема существует для систем с маленькими орбитальными отношениями периода как Gl 876. Там динамические взаимодействия между планетами могут усложнить анализ кеплеровской кривой и задержать определение характеристик и объявление о второй планете. В результате, если для обнаружения одной планеты достаточно наблюдать ее в течение одного орбитального периода (амплитуда лучевой скорости в 10 м/сек, уровень достоверности обнаружения 3 сигма), то для нахождения дополнительных компонентов нужен более длинный охват фаз. Долгие обзоры с высокой точностью измерения лучевых скоростей проводятся на Ликской обсерватории в рамках 15-летней программы поиска планет. 100 звезд из этого обзора включают в себя многопланетные системы 55 Cnc, Ups And, Gl 876 и 47 Uma. Половина звезд, имеющих планеты, согласно этому обзору имеет больше, чем одну планету. Для более молодой программы поиска планет ELODIE, начавшей работу в 1994 году и дополненной в 1996 году, 25% звезд, имеющих планеты, имеют больше, чем одну планету. Учитывая трудности, которые затрудняют обнаружение многопланетных систем и высокую долю многопланетных систем в длительных программах поиска планет, кажется весьма вероятным, что у большинства звезд формируются именно планетные системы, а не отдельные изолированные планеты. Новые методы, дополнительные к методу измерения лучевых скоростей звезд, такие как обнаружение экзопланет посредством прямого получения их изображений, интерферометрии и астрометрии, скорее всего, обнаружат значительное количество многопланетных систем.

Рисунок 8. Отношение длинного и короткого орбитальных периодов в многопланетных системах, показанных в Таблице 2. Погрешности в определении орбитальных периодов показаны как диапазоны ошибок отношений орбитальных периодов. Четыре системы находятся в резонансе 2:1.

За исключением HD 37124, которая не имеет однозначной кеплеровской модели, орбитальные отношения, меньшие или равные 4:1 - все очень близки к целым числам: 2:1, 3:1 и 4:1. Две внешние планеты, вращающиеся вокруг Упсилон Андромеды, близки к отношению периодов 16:3, а планеты, вращающиеся вокруг HD 12661, могут быть в резонансе 13:2. Не было обнаружено ни одного резонанса, близкого к 5:1 и 6:1. Однако возможные ошибки в орбитальном движении HD 12661 оставляют возможность для резонанса 6:1, и исследование стабильности HD 202206 допускает, что система находится в резонансе 5:1. Вне отношения 4:1 отношения орбитальных периодов быстро отклоняются от резонансных отношений. Из этого можно предположить, что если планеты достаточно близки, то, скорее всего, произойдет захват в резонанс. Наоборот, захват в резонанс кажется менее эффективным, если отношение периодов велико (т.е. планеты сильно не сближаются), хотя длинные орбитальные периоды точно пока не определены.
Kley и другие (2004) моделировали захват планет в резонанс и нашли, что для резонанса 2:1 их модели предсказывают:
- большую массу внешней планеты,
- более высокий эксцентриситет внутренней планеты.
Мы нашли, что эксцентриситет внутренней планеты выше в трех из четырех планетных систем, пребывающих в резонансе 2:1. В четвертой системе (HD 73526) эксцентриситеты обеих планет примерно одинаковы. Мы нашли, что внешняя планета более массивна (в случае компланарных орбит) в Gl 876 и HD 128311. Внешняя планета только немного более массивна в HD 73526, и немного менее массивна в кеплеровской модели HD 82943. Орбитальные параметры многопланетных систем кажутся неотличимыми от таких же параметров систем с одной известной планетой. Например, на рисунках 4 и 6 сравниваются распределения масса-период и эксцентриситет для многопланетных и одиночных планетных систем.

Рисунок 9. Временные различия между лучевой скоростью звезды, вычисленной в предположении двух независимых кеплеровских орбит (т.е. без учета планет-планетного взаимодействия), и лучевой скоростью звезды, вычисленной с учетом гравитационного взаимодействия между планетами в системе HD 202206.

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.

Рис 10. Процент звезд с экзопланетами как функция звездной металличности.

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.
Существование корреляции между наличием планет и металличностью родительских звезд согласуется с гипотезой о гравитационной неустойчивости и аккреции на ядро в качестве механизма формирования газовых гигантов с орбитальными периодами до 4 лет. Наблюдаемое отношение между содержанием металлов в звезде и наличием планет мотивировало программы поиска у звезд, богатых металлами, короткопериодических планет, называемых еще горячими юпитерами, которые являются идеальными кандидатами для дальнейших поисков транзитов фотометрическими методами. Эти поиски были успешны (Fischer et al., 2005; Sato et al., 2005; Bouchy et al., 2005b; Da Silva et al., 2006). Однако нужно учитывать наблюдательную селекцию при поиске возможных статистических отношений между металличностью звезды и другими орбитальными или звездными параметрами. До сих пор не наблюдается никакой очевидной корреляции между металличностью родительских звезд и орбитальными параметрами планет.

Рисунок 11. Зависимость числа известных экзопланет с периодами меньше 20 дней от металличности родительских звезд. Заштрихованными прямоугольниками показаны звезды, имеющие планеты с массами порядка массы Нептуна.

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.
Средняя плотность транзитных внесолнечных планет оказалась лежащей в неожиданно широком диапазоне от 0,3 до 1,3 г/куб.см (Рисунок 12)

Рисунок 12. Диаграммы масса-радиус и масса-период для известных транзитных планет. На левой диаграмме линии соответствуют средней плотности в 0,3 и 1,3 г/куб.см.

Особенность HD 209458 b, заключающаяся в аномально большом радиусе и низкой плотности, не оказалась общим правилом для других очень близких к звезде планет, т.к. планеты с подобной массой имеют различную плотность. Это демонстрирует удивительное разнообразие природы планет и нехватку детального понимания физики нагретых планет-гигантов.
Распределение планет на диаграмме период-масса показывает интригующие корреляции (Рисунок 12). Кажется, транзитные планеты лежат на хорошо заметной линии, где масса уменьшается с увеличением орбитального периода. Это интересное наблюдение, сделанное Mazeh et al. (2005), может быть следствием механизма теплового испарения атмосферы планеты или перетекания части массы планеты на звезду при переполнении полости Роша. Стоит отметить положение планеты HD 149026 b (ниже линии), которое может быть следствием ее структуры с большим тяжелым ядром, отличной от структуры других транзитных планет. Еще более удивительно на диаграмме полное отсутствие кандидатов выше линии. Где потерялись более массивные транзитные планеты с периодом 3-4 дня? Пока не было предложено ни одного убедительного объяснения этого странного факта.

Предыдущая - Следующая