Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.astronet.ru/db/msg/1197221
Дата изменения: Sat Apr 3 02:42:27 2004
Дата индексирования: Thu Feb 27 20:53:47 2014
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: внешние планеты
Астронет > Планетная система Веги
Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Европейская южная обсерваторияИсточник (на английском языке):
Press Release of Royal Observatory, Edinburgh

19 ноября 2003 года

Новые свидетельства в пользу существования планетной системы около Веги


Справа вверху: Крупнейший в мире субмиллиметровый телескоп имени Джеймса Кларка Максвелла (Мауна-Кеа, Гавайи) в рабочем положении. Шторки башни открыты, но телескопа не видно: 15-метровое алюминиевое зеркало спрятано под тонкой мембраной, прозрачной для субмиллиметровых волн.

Британские астрономы из Астрономического технологического центра Королевской обсерватории в Эдинбурге значительно увеличили шансы Веги на обладание планетной системой. Причем системой, которая больше похожа на нашу собственную, чем на те экзотические, которые обнаружены в последние годы около других звезд.

Большинство из сотни планет, найденных к настоящему времени, оказались газовыми гигантами на близких к звездам орбитах. Столь неожиданная конфигурация сильно отличается от привычного нам распределения планет около Солнца. Английские астрономы применили новую технику компьютерного моделирования для объяснения структуры того слабого пылевого диска, который уже давно был замечен около Веги. Результаты моделирования лучше всего воспроизводят наблюдаемую структуру диска при наличии около Веги планеты, подобной Нептуну по массе, которая находится на орбите, сравнимой с орбитой Нептуна по размеру. Широкая обрита предполагаемой нептуно-подобной планеты оставляет огромное пространство для орбит небольших каменных планет типа Земли в центральных областях системы Веги.

Техника моделирования британских астрономов, описанная в Астрофизическом журнале от 1 декабря 2003 года, опирается на наблюдения, полученные с помощью самой чувствительной на сегодняшний день в мире субмиллиметровой камеры SCUBA, созданной в том же Астрономическом технологическом центре Королевской обсерватории и установленной на телескопе имени Джеймса Кларка Максвелла (Гавайи). На снимке камеры SCUBA виден окружающий Вегу диск, образованный холодной пылью с температурой всего -180?С.

Вершина Мауна Кеа после снегопада

Рис. 1. Субмиллиметровый снимок холодного пылевого диска вокруг Веги в полосе 0,85 мм, полученный на телескопе имени Джеймса Кларка Максвелла в 1998 году. Диск повернут к нам почти плашмя. Хорошо видны два ярких сгущения, условно окрашенные в желтый и красный цвета. Звезду почти не видно - ее положение между двумя сгущениями отмечено звездочкой. Диск имеет довольно большие размеры, как минимум в два раза превосходящие орбиту Нептуна. Малая концентрация пыли в непосредственной близости от звезды - первый и очень веский намек на существование там планетной системы. Однако британские астрономы сфокусировали свое внимание не на центральной полости, а на двух сгущениях в диске звезды, пытаясь воспроизвести в своих моделях их появление в диске. Полученная ими модель рисует картину, очень напоминающую нашу собственную планетную систему.

Перечеркнутый квадрат обозначает положение предполагаемой планеты. Расстояние между нею и звездой 65 а.е. - вдвое больше расстояния от Солнца до Нептуна. Ширина снимка 50".

Неправильная форма диска - это и есть ключ, который позволил Марку Вьятту (автору работы) сделать вышеназванное заключение о наличии около Веги нептуно-подобной планеты. Хотя мы не можем видеть ее непосредственно, ее гравитация возмущает пылевой диск и образует в нем сгущения, которые и увидел субмиллиметровый телескоп Максвелла.

Моделирование предполагает, что нептуно-подобная планета сформировалась на более близкой к Веге орбите, чем нынешняя. По мере миграции планеты с исходной орбиты на нынешнюю - широкую (на что ушло около 56 млн. лет), она увлекла с собой множество планетезималей, захватив их на резонансные орбиты, что и привело к образованию сгущений в пылевом диске.

"В точности то же случилось когда-то и в Солнечной системе, - утверждает Вьятт. - Нептун постепенно мигрировал на более удаленную от Солнца орбиту из-за присутствия внутри Юпитера. Раз так, не исключено, что имея нептуно-подобную планету с аналогичной судьбой и свойствами, Вега может обладать еще одной массивной юпитеро-подобной планетой на менее широкой орбите".

"Модель можно проверить как минимум двумя способами, - объясняет Вайн Холланд, проводивший наблюдения Веги непосредственно на телескопе Максвелла. - Она предсказывает, что сгущения в диске должны обращаться вокруг Веги с периодом приблизительно триста лет. Повторив наблюдения через несколько лет мы уже должны заметить их взаимное смещение. Модель также предсказывает наличие в диске более тонкой структуры. Ее существование могут подтвердить или опровергнуть следующие поколения субмиллиметровых телескопов и приемных камер".

Как это не парадоксально, но на снимке камеры SCUBA сама звезда едва проявилась. Все дело в том, что она слишком горяча для детекторов, работающих в дальнем ИК-диапазоне. В оптическом же все становится на свои места - Вегу очень легко найти на небе невооруженным глазом. В северных широтах она удерживает третье место по яркости на небе и имеет слегка голубоватый оттенок.

Несколько фактов, касающихся Веги:

 Вега - пятая по яркости звезда небосвода и третья в северном полушарии неба.
 Расстояние до Веги: 25 световых лет.
 Диаметр Веги в 3 раза превосходит солнечный.
 Масса - в 2,5 раза.
 Светимость - в 58 раз.
 Спектр звезды: А0.
 Возраст: около 350 миллионов лет (очень приблизительно - прим. перев.).
 Вместе с Денебом и Альтаиром Вега образует знаменитый летне-осенний треугольник.
 Вега является ярчайшей звездой созвездия Лиры. Согласно древнегреческим мифам, лира была изобретена Гермесом, который подарил ее своему брату Аполлону. Последний, в свою очередь, передал ее своему сыну Орфею - музыканту, участвовавшему в походе аргонавтов.
 Вега оказалась первой звездой, которую сфотографировали люди. Это случилось в ночь с 16 на 17 июля 1850 года. Исторический снимок был получен на Гарвардской обсерватории через 15-дюймовый рефрактор. Экспозиция составила 100-секунд.

перевод:
А.И.Дьяченко, обозреватель журнала "Звездочет"

Комментарий к пресс-релизу

Если вы никогда не читали о пылевых дисках, их динамике и эволюции, если зодиакальный свет или пояс Койпера в нашей собственной планетной системе не попадали в фокус вашего пристального внимания, - возможно, некоторые детали этого пресс-релиза покажутся вам чистой абракадаброй. Не беда. Те разделы небесной механики, которые изучают пылевые диски и орбитальные резонансы, действительно мало освещены в популярной литературе. Восполним это пробел.

Подпитываемые пылевые диски

Вега была первой зрелой звездой, исключая Солнце, у которой был обнаружен пылевой диск. Это случилось в 1983 году - сразу после вывода на орбиту инфракрасной обсерватории IRAS. С тех пор такие диски были обнаружены у многих близких звезд главной последовательности.

Обратите внимание на слова "главной последовательности": речь идет не о тех плотных аккреционных дисках, которые повсеместно наблюдаются около формирующихся звезд, еще только готовящихся к выходу на главную последовательность (так называемые материнские диски, из которых растущая протозвезда черпает массу). Речь идет о более разреженных, оптически тонких дисках около звезд, возраст которых многократно превосходит самые смелые оценки срока существования пылевого диска около звезды после ее рождения. Выходит, диски, пережившие этап формирования звезды, подпитываются: некий процесс непрерывно поставляет в них новую пыль.

Пыль может возникать двумя путями: (1) конденсацией из газообразной субстанции или (2) разрушением и измельчением более крупных твердых тел. Первый из этих процессов наблюдается, к примеру, в атмосфере некоторых красных гигантов. Там конденсируется углерод-содержащая пыль (копоть), за что эти звезды часто называют коптящими. Если бы астрономам удалось на сто процентов исключить гипотезу о конденсационном механизме подпитки пылевых дисков около звезд главной последовательности (а некоторые астрономы в этом уже не сомневаются), можно было без оговорок говорить о наличие в этих дисках более крупных чем пыль тел.

Рис. 2. Подпитываемый пылевой диск около Фомальгаута - рисунок художника.

В качестве источника пыли могут выступать планетезимали разного калибра, начиная от камешков и снежков и вплоть до многокилометровых астероидов и комет. Они могут дробиться при столкновениях; их осколки в свою очередь тоже дробятся и множатся, и так далее - до получения "муки мелкого помола" (этот процесс называется столкновительным каскадом). При этом именно "мука", то есть мельчайшая пыль, вносит основной вклад в тепловое излучение диска, ибо площадь поверхности наименьших частиц диска наибольшая.

Если бы в диске не существовало постоянно действующего источника новой пыли, он бы очень быстро разрушился. Иными словами, пылевой диск сам по себе - эфемерное образование. Во взаимных столкновениях пылевые частицы измельчаются. Но чем меньше средний размер частиц в диске данной массы, тем больше их суммарное сечение. Значит вероятность столкновений увеличивается и частицы дробятся еще интенсивнее. Столкновительный каскад, таким образом, оказывается лавинообразным процессом. Когда частицы становятся достаточно мелкими им начинают угрожать сразу несколько опасностей: испарение, лучевое давление или потеря углового момента под действием эффекта Пойнтинга-Робертсона.

С испарением все понятно.

Если частица окажется чересчур мелкой, давление света может пересилить гравитацию, и тогда пылинка навсегда покинет диск по гиперболической траектории, обращенной выпуклостью к звезде. Так работает второй разрушающий фактор.

Однако, даже если она остается достаточно крупной, ей угрожает не менее страшная опасность: теряя угловой момент под действием эффекта Пойнтинга-Робертсона, пылинка начнет необратимо сближаться со звездой. Достигнув некоторого расстояния, она попросту испарится.

Эффект Пойнтинга-Робертсона, заставляющий пылевую частицу терять скорость, можно наглядно объяснить без формул. Дело в том, что движущаяся по орбите пылинка непрерывно ловит фотоны, идущие от звезды строго в радиальном направлении. А переизлучает их в виде тепловых квантов в разные стороны симметрично только в своей системе отсчета. Если же перейти в систему отсчета, неподвижную относительно звезды, эти кванты будут излучаться преимущественно в направлении движения частицы - в этом весь фокус. По закону сохраниения импульса частица будет тормозиться и сближаться со звездой.

Рис. 3. Иллюстрация к эффекту Пойнтинга-Робертсона. Идущие от звезды фотоны, словно наездники, "садятся на шею" пылевым частицам (поглощаются ими). Будучи разменянными на несколько тепловых фотонов, они "слезают с коня на полном скаку", сохраняя в среднем направление движения пылевой частицы и унося с собой часть ее углового момента.

В свете вышесказанного, совершенно удивительным оказывается тот факт, что доля звезд главной последовательности, у которых имеются пылевые диски (именно подпитываемые, а не материнские), уже сегодня оценивается не менее 15% от общего их числа. И это при том, что до настоящего времени астрономам были доступны лишь самые мощные из них. (Большие надежды в отношении обнаружения более слабых дисков возлагаются на будущие проекты инфракрасных и субмиллиметровых телескопов, такие как орбитальный NGST, летающая обсерватория SOFIA или наземный массив ALMA.) Обратите внимание: доля звезд с подпитываемыми дисками оказывается гораздо выше, чем доля звезд главной последовательности, у которых искатели экзопланет обнаружили до-звездных компаньонов (около 5%).

Задумайтесь на этим, и вам станет очевидно, что доплер-метод, используемый сегодня для поиска иных планетных систем, открывает лишь верхушку айсберга. Он ловит только планеты-гиганты, да и то на близких орбитах. Пылевые диски, наоборот, обнажают самое донышко айсберга - "муку", оставшуюся после помола более крупных планетезималей.

Как разглядеть среднюю часть айсберга, планеты мелкого и среднего калибра? Оказывается, о них могут кое-что рассказать все те же пылевые диски! Точнее, их структура. Именно на ней сосредоточено в последние годы внимание многих астрономов, в том числе и Марка Вьятта.

Вега-подобные звезды и феномен Веги

Наличие диска вокруг звезды определяется по избытку теплового излучения в инфракрасном свете и субмиллиметровом диапазоне. Это и есть свечение пылевой компоненты диска, подогреваемой светом звезды. Со времени открытия диска у Веги звезды с подобными избытками часто называют Вега-подобными, а сам факт наличия у них инфракрасных дисков - феноменом Веги. Однако в понятие феномена Веги как правило вкладывается более глубокий смысл: дело в том, что почти все Вега-подобные звезды (возможно, все без исключения - прим. автора), у которых удалось разглядеть диск в деталях (пусть очень скупых), показывают интересную особенность, которая скорее всего присуща и Солнечной системе.

А именно, центральная область пространственно разрешенных пылевых дисков (таких пока не более десятка) имеет отнюдь не самую высокую светимость. Как правило, там обнаруживается провал интенсивности с радиусом в 20-40 а.е.

Рис. 4. Субмиллиметровый снимок подпитываемого пылевого диска около Фомальгаута - Вега-подобной звезды, находящегося на расстоянии 50 световых лет от Солнца. Сделан на телескопе Максвелла в полосе 0,45 мм. Справа внизу обозначен размер орбиты Плутона.

Известный нам на Земле зодиакальный свет, возникающий из-за рассеяния солнечных фотонов на пыли, является видимым проявлением нашего собственного околосолнечного пылевого диска. Так вот, не исключено, что внутренние части Солнечной системы - отнюдь не главный резервуар этой пыли! Пояс Койпера - вот место, где она может рождаться гораздо интенсивнее.

Посмотрев на Солнечную систему с расстояния в несколько световых лет в мощный инфракрасный телескоп, астрономы Веги скорее всего увидели бы такой же "бублик", образованный подогреваемой Солнцем пылью, с дыркой внутри, который мы видим у Вега-подобных звезд. Здесь, на Земле, мы хорошо знаем, что у нас есть планеты, которые активно "выметали" после рождения (и "выметают" сегодня) более мелкие тела из круга радиусом 30 а.е. (орбита Нептуна). Нет планетезималей - нечему дробиться и испаряться, следовательно и пыли в этом круге будет меньше. За его пределами, то есть в поясе Койпера, - пожалуйста. Там планетезималей много, их никто не "выметает" - значит, есть чему дробится и подпитывать пылевой диск.

Но это мы знаем лишь потому, что сами здесь живем. А вот астрономы с Веги наших планет не видят. Видят только "бублик" пылевого диска в тепловых лучах и, возможно, называют это "феноменом Солнца", совершенно справедливо подозревая, что некоторые особенности его геометрии вызваны наличием здесь планет. (Правда, наш "бублик" существенно слабее пылевого диска около Веги. К тому же, нельзя умолчать и о том, что в Солнечной системе есть дополнительный поставщик пыли - главный пояс астероидов. Но это совершенно отдельная тема, на которую мы пока закроем глаза.)

Надо сказать, что астрономическое сообщество еще не прониклось всецело оптимизмом исследователей подпитываемых пылевых дисков. Но скептицизм сторонников конденсационной гипотезы подпитки в последние годы теряет почву под ногами. Радиус слабо запыленной центральной зоны оказывается как правило больше радиуса, на котором горячая звезда позволяет конденсироваться пыли. И, самое главное, радиус "дырки" не имеет прямой зависимости от спектрального класса звезды! А ведь чем ярче и горячее светило, тем дальше от нее должна конденсироваться пыль. В небольшой когорте близких и разрешенных пространственно пылевых дисков около звезд главной последовательности мы видим скорее обратные примеры! У Веги (спектральный класс А05) радиус полости оценивается всего в 26 а.е., в то время как у эпсилон Эридана (К2V) - в 30 а.е. Астрономы, изучающие феномен Веги, не сомневаются, что радиус центральных дырок в дисках характеризует в действительности радиус находящихся там планетных систем.

Резонансы

Прежде чем мы коснемся работы Марка Вьятта, касающейся непосредственно Веги, дадим определение ключевому в данном контексте понятию резонансной орбиты:

Планетным резонансом (p+q) : p называется такая орбита планетезимали, на которой она совершает вокруг звезды целое число оборотов p ровно за то время, пока планета успевает обернуться целое число раз p+q.

При это величина q называется порядком резонанса. Резонансами первого порядка, к примеру, оказываются 2:1, 3:2, 4:3 резонансы. 5:3 - это уже резонанс второго порядка.

Разберем для примера самый интересный для нас в дальнейшем резонанс 3:2 (здесь p=2, q=1). По определению в него попадают все планетезимали, который делают ровно 2 оборота вокруг звезды за время, которое требуется планете для завершения 3 оборотов. Чтобы не уходить далеко от реальности, рассмотрим конкретно планету Нептун. Даже если вы ни разу не слышали о Поясе Койпера и не держали в руках ни одной книги по астрономии, кроме школьного учебника, вам все равно должен быть известен один пример небесного тела, находящегося в 3:2 резонансе с Нептуном. - Конечно, это Плутон.

Плутон обращается вокруг Солнца приблизительно за 248 лет - срок, как раз в полтора раза пре