ТРАНЗИТНЫЕ
ЭКЗОПЛАНЕТЫ
Вика
Воробьева
На данный
момент существует несколько методов поиска экзопланет (т.е. планет у
соседних звезд). Это:
1. Метод доплеровской спектроскопии (он же метод лучевых скоростей)
2. Наблюдения транзитов
3. Наблюдения событий микролинзирования
4. Прямое получение изображений экзопланет с помощью инфракрасных телескопов.
Метод доплеровской спектроскопии основан на том факте, что, строго говоря,
не планета вращается вокруг звезды, а и планета, и звезда вращаются
вокруг общего центра масс. Вращение звезды вокруг центра масс системы
"звезда + планета" приводит к тому, что линии в ее спектре периодически
смещаются то в одну, то в другую сторону. Скорость звезды, "наведенная"
планетой, оказывается порядка всего нескольких десятков или даже единиц
метров в секунду, однако прецизионные спектральные наблюдения позволяют
ее обнаружить. Именно методом доплеровской спектроскопии было открыто
большинство экзопланет.
Однако у этого метода есть и свой недостаток. Он позволяет измерить
только лучевую скорость звезды (скорость звезды вдоль луча зрения),
и ничего не говорит о ее тангенциальной скорости (скорости поперек луча
зрения). В зависимости от того, как ориентирована орбита экзопланеты,
полная скорость звезды может быть как близкой к лучевой (измеренной)
скорости, так и многократно превосходить ее. Соответственно, с помощью
метода доплеровской спектроскопии можно получить не истинную массу экзопланеты,
а лишь параметр m sin i (т.е. произведение массы планеты на синус угла
наклона ее орбиты к лучу зрения). Поскольку синус любого угла меньше
или равен единице, параметр m sin i имеет смысл минимальной массы экзопланеты.
|
С
помощью спектроскопических наблюдений можно узнать только лучевую
скорость звезды (красный вектор). Если наклонение плоскости орбиты
к лучу зрения (угол i) близок к нулю (планетная система наблюдается
"плашмя"), колебания лучевой скорости звезды также будут
близки к нулю даже при наличии массивной планеты. Если наклонение
близко к 90 градусам (планетная система наблюдается "с ребра"),
возможны т.н. транзиты - прохождение планеты по диску звезды. |
Метод
наблюдения транзитов основан на том, что при наблюдении планетной системы
"с ребра" планета, с точки зрения земного наблюдателя, может периодически
проходить по диску звезды, незначительно (обычно на 1-3%) ослабляя ее
блеск. Точные фотометрические наблюдения позволяют построить "световую
кривую" (график зависимости блеска звезды от времени) и найти период
планеты и ее радиус. К недостаткам метода наблюдения транзитов можно
отнести низкую вероятность транзитной конфигурации. При углах наклона
орбиты планеты, всего на 3-4 градуса отличающихся от 90 градусов, планета
"пройдет" выше или ниже диска звезды, и транзитов не будет.
Кроме того,
одного факта наблюдения транзита еще недостаточно, чтобы сказать, что
открыта именно экзопланета. Горячие гиганты, коричневые карлики и маломассивные
звезды главной последовательности имеют один и тот же размер, равный
1-1,5 диаметров Юпитера (но при этом разную массу и среднюю плотность).
Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата, необходимо
определить его массу из спектральных наблюдений звезды и убедиться,
что она не превышает 13 масс Юпитера.
Особенно
интересных результатов можно добиться, совмещая метод наблюдения транзитов
и метод доплеровской спектроскопии. Наблюдая одну и ту же звезду обоими
методами, можно найти как истинную массу, так и радиус экзопланеты,
а значит, и ее среднюю плотность, и вторую космическую скорость. Это
позволяет оценить химический состав планеты и физические условия на
ней.
На данный
момент (конец апреля 2008 года) известно 50 транзитных планет, 49 из
них являются горячими гигантами. Это:
CoRoT-Exo-1 b
CoRoT-Exo-2 b
CoRoT-Exo-4 b (CoRoT-Exo-3 b
- коричневый карлик)
CoRoT-Exo-5 b
GJ 436 b
HAT-P-1 b
HAT-P-2 b (она же HD 147506
b)
HAT-P-3 b
HAT-P-4 b (она же BD+36 2593
b)
HAT-P-5 b
HAT-P-6 b
HAT-P-7 b
HD 149026 b
HD 17156 b
HD 189733 b
HD 209458 b
Lupus-TR-3 b
OGLE-TR-10 b
OGLE-TR-111 b
OGLE-TR-113 b
OGLE-TR-132 b
OGLE-TR-182 b
OGLE-TR-211 b
OGLE-TR-56 b
SWEEPS-4
SWEEPS-11
TrES-1
TrES-2
TrES-3
TrES-4
WASP-1 b
WASP-2 b
WASP-3 b
WASP-4 b
WASP-5 b
WASP-6 b
WASP-7 b
WASP-8 b
WASP-9 b
WASP-10 b
WASP-11 b
WASP-12 b
WASP-13 b
WASP-14 b
WASP-15 b
XO-1 b
XO-2 b
XO-3 b
XO-4 b
XO-5 b
Свойства
этих планет (за исключением планет SWEEPS-4 и SWEEPS-11, данные для
которых еще слишком неточны) приведены в Таблице. Синим цветом выделен
единственный пока транзитный нептун (по температурному режиму - очень
теплый).
планета
|
большая
полуось, а.е.
|
масса,
масс Юпитера
|
радиус,
радиусов Юпитера
|
средняя
плотность, г/куб.см
|
вторая
космическая скорость, км/сек
|
CoRoT-Exo-1
b
|
?
|
1.3
|
1.65
+ 0.15
|
0.38
+ 0.10
|
53.4
+ 2.4
|
CoRoT-Exo-2
b
|
0.029
|
3.53
+ 0.24
|
1.43
+ 0.05
|
1.6
+ 0.2
|
94.6
+ 3.6
|
CoRoT-Exo-4
b
|
0.093
+ 0.0024
|
0.73
+ 0.1
|
1.17
+ 0.075
|
0.60
+ 0.12
|
47.6
+ 3.4
|
CoRoT-Exo-5
b
|
0.049
|
0.86
|
1.2
|
0.66
|
51
|
GJ
436 b
|
0.029
+ 0.002
|
0.07
+ 0.003
|
0.39
+ 0.04
|
1.56
+ 0.48
|
25.5
+ 1.4
|
HAT--P-1
b
|
0.055
+ 0.002
|
0.53
+ 0.04
|
1.36
+ 0.1
|
0.28
+ 0.06
|
37.4
+ 2.0
|
HAT--P-2
b
|
0.068
+ 0.002
|
8.2
+ 0.7
|
1.18
+ 0.16
|
6.6
+ 2.7
|
158
+ 13
|
HAT-P-3
b
|
0.039
|
0.61
+ 0.03
|
0.89
+ 0.05
|
1.06
+ 0.17
|
49.8
+ 1.9
|
HAT-P-4
b
|
0.045
+ 0.001
|
0.68
+ 0.04
|
1.27
+ 0.05
|
0.41
+ 0.06
|
44.0
+ 1.6
|
|