Динамическая эволюция экзопланетных систем

Руководители: проф., д.ф.-м.н. И.А. Герасимов, д.ф.-м.н. Б.Р.Мушаилов
Исполнители по теме: вед. инж. А.А. Калошин, вед. инж. М.В. Молодяну, м.н.с. Н.Т. Ашимбаева

Предусматривается построение различных сценариев происхождения (захвата в резонанс) и эволюции планетных систем. Будет рассмотрен процесс формирования за счет гравитационных возмущений стохастических слоев в фазовом пространстве исследуемых систем.

Построение фундаментальной аналитической теории, основанной на аппарате асимптотических методов теории возмущений, теории канонических преобразований, методах регулярной и стохастической динамики, позволит с единых позиций интерпретировать орбитальную эволюцию экзопланет (динамических систем), элементы которых связаны линдбладовскими резонансами. Особое внимание уделяется исследованию устойчивости рассматриваемых динамических систем с учетом модельного недоопределения (варьирования) эфемеридных элементов их орбит. Проводится классификация возможных типов орбит. Предложены наиболее вероятные варианты формирования, а также оценена распространенность рассматриваемых динамических систем. Аналитически будут учтены и вековые возмущения от нерезонансных экзопланет.

При реализации данной темы предполагается использовать современные математические и физические методы и приемы теории динамической неустойчивости, динамического хаоса, регулярной и стохастической динамики, эргодической теории, синергетического подхода. Детальные аналитические и качественные исследования на основе разработанной авторской теории полной динамической эволюции экзопланет, движущихся в орбитальных линдбладовских соизмеримостях, не имеют мировых аналогов, и будут способствовать более глубокому пониманию многообразных сложных процессов, лежащих в основе формирования (происхождения) и динамической эволюции наиболее распространенных тел Галактики (галактик).

В последние 8 лет за пределами Солнечной системы было открыто более 100 больших планет (экзопланет) - на порядок больше, чем их найдено в Солнечной системе за все время существования нашей цивилизации. В 1995г. произошло историческое событие - открытие первой экзопланеты 51 PEG. Затем в среднем каждые два месяца с помощью телескопических наблюдений обнаруживалось по одной планете, а начиная с 1997 г. число открытий удвоилось. В последнее время темп открытий экзопланет (и кандидатов в коричневые карлики) неуклонно увеличивается. С учетом технического прогресса и улучшения методик поиска следует ожидать уже к 2005г. число подобных объектов порядка 1000. Экстраполируя указанную оценку, полученную вблизи Солнца (в окрестности ~100 световых лет), на общее число больших планет в нашей Галактике получим (10¹⁰). Подавляющее число открытых экзопланет значительно крупнее Юпитера, однако, по-видимому, это является следствием селективного эффекта обнаружения (планеты гиганты легче обнаружить).

Первым (исторически) методом наиболее успешно работающим на сегодняшний день является астрометрический метод (см. рис. 1). Если очень точно измерять траекторию звезды, то можно увидеть ее легкую извилистость, вызываемую тяготением планет. В свое время появились указания на "извилистость" траектории звезды Барнарда, одной из ближайших к нам, но впоследствии результаты не подтвердились. Соответствующие проекты разрабатываются.

Рис. 1.

Другой метод, основанный на фотометрии, связан с прохождением планеты на фоне звезды. Планета затмевает часть поверхности и яркость звезды чуть падает. Этот метод также называют методом переходной фотометрии.

Третий метод - гравитационное линзирование. Когда одна звезда проходит на фоне другой, свет дальней звезды искривляется тяготением ближней и ее яркость меняется. Если у ближней звезды есть планеты, то это скажется на кривой изменения яркости.

Самый распространенный на сегодняшний день метод - спектрометрическое измерение радиальной скорости звезд. Звезда имеющая планету, испытывает колебания скорости "к нам - от нас", которые можно измерить, наблюдая доплеровское смещение спектра звезды.

Существуют (и обсуждаются) шесть специализированных проектов по поиску менее крупных экзопланет - планет земного типа. Пока не существует общепризнанной и непротиворечивой (законченной) теории образования планетных систем и кратных звездных систем (включая и компоненты в виде промежуточных форм - коричневых карликов с массой ~ 0,05 масс Солнца). Считается, что звезды с относительно небольшими массами, расположенные правее главной последовательности, могли некогда быть членами кратных звездных систем, и что большая часть этих динамических систем распалась под действием приливных сил. Но за счет захвата межзвездной газопылевой материи эти звезды могли создавать свои планетные системы. С другой стороны, звезды могут терять планеты, находящиеся далеко от звезд и имеющие с ними слабую гравитационную связь. Кроме больших планет около звезд могут существовать также и значительное количество тел планетного типа (астероиды, кометы и т.п.). Конфигурация больших и малых планет Солнечной системы свидетельствует о том, что на их динамическую эволюцию существенное влияние оказывают эффекты орбитальных резонансных взаимодействий. В ряде случаев (при либрационных типах движений) резонансные эффекты могут приводить к устойчивым орбитальным движениям. Следовательно, имеются определенные основания предполагать, что орбитальные резонансы должны быть широко распространены не только в Солнечной системе, но и в других звездных системах.

Современные методы обнаружения

В настоящее время в связи с развитием инструментальной базы и улучшением методов поиска обнаруживаются планеты все меньших масс и размеров, в связи с чем есть основание полагать, что возможно существование и планет земного типа. На данный момент известно о существовании шести космических проектов. Наиболее разработанными из них являются следующие :

1.COROT - (ESA) европейский проект, специализированный 30-см космический телескоп, снимающий кривые блеска многих звезд в момент прохождения перед ними планет. Предполагаемый запуск - конец 2004 г. Предполагаемый потенциал - десятки планет земного типа.

2.KEPLER (NASA) Космический телескоп Шмидта 0.95 м., способный одновременно отслеживать 100 000 звезд. Потенциал: около 50 планет, эквивалентных Земле (если они есть у звезд) или 640 планет в 2.2 раза превосходящих по массе Землю. Планируемый запуск - 2005 г.

3. SIM (NASA) - Оптический интерферометр - по прецизионному измерению положения звезд способен находить планеты земного типа у ближайших звезд. Запуск намечен на 2009 г.

4.Eddington (ESA) - Как и первые два, нацелен на регистрацию прохождения перед звездами планет, но обладает большими возможностями.

Теперь приведем несколько подробнее описание наиболее успешно работающих методов.

Метод, основанный на фотометрии, связан с прохождением планет на фоне звезды. Планета затмевает часть поверхности и яркость звезды незначительно уменьшается. В случае, например, Юпитера, - примерно на одну сотую, а для Земли - на одну десятитысячную. Специалисты исследовательского центра им. Эймса космического агентства NASA с помощью фотометра Vulcan, установленного в обсерватории Lick, продемонстрировали действенность этого метода (на примере звезды HD209458) для обнаружения экзопланет.

Также для обнаружения планет используется еще и доплеровский метод, при котором измеряется изменение длины волны излучения звезды при ее движении относительно Земли (см. рис.2).

Оба последних метода, дополняя друг друга, позволяют получить максимальную информацию об исследуемом объекте.

Рис. 2

Довольно экзотический, но вполне реалистичный метод - гравитационное линзирование. Когда одна звезда проходит на фоне другой, свет дальней звезды искривляется тяготением ближней и ее яркость увеличивается. Если у ближней звезды есть планеты, то это скажется на кривой изменения яркости. Поскольку наблюдения линзирования звезд ведутся давно (в других целях), уже найдено несколько кандидатов в планетные системы.

Самый перспективный метод - спектрометрическое измерение радиальной скорости звезд (см. рис. 3).

Рис.3

Звезда, имеющая планету или звездную компоненту, испытывает колебания скорости "к нам - от нас", которые можно измерить, наблюдая доплеровское смещение спектра звезды. На первый взгляд это невозможно. Под действием Земли скорость Солнца колеблется с периодом год на сантиметры в секунду. Под действием Юпитера - на метры в секунду. При этом, тепловое уширение спектральных линий звезды соответствует разбросу скоростей порядка 1 км/с. Т.е., даже в случае Юпитера, надо измерять смещение спектральных линий на тысячную долю от их ширины. Кажется невероятным, но эта задача была блестяще решена. Метод основан на наложении спектра звезды на сильно изрезанный линиями калибровочный спектр. Для калибровки используются пары йода в ячейке, помещаемой перед спектрометром. Температура ячейки поддерживается строго постоянной. Спектрометр выдает суперпозицию двух сильно изрезанных спектров поглощения - звезды и йода. Небольшие смещения спектра звезды приводят к изменениям суперпозиции на всех частотах, что значительно увеличивает точность измерения. Но потом надо учесть то, что мы сами находимся сложном быстром движении - суточное вращение Земли (~1 км/с), движение вокруг Солнца (~30 км/с), влияние Луны, наконец, влияние всех остальных планет Солнечной системы. Все это надо точно вычитать. В результате удалось получить точность 3 м/с (сейчас точность уже приближается к 1 м/с). Именно этот метод обеспечил прорыв в поисках планет.

Гистограмма распределения числа обнаруженных экзопланет (N) в зависимости от их минимальных масс (M sin i) приведена на рис.4, которая свидетельствует о преобладании, среди представленной выборки, экзопланет с относительно малыми массами. Максимальная величина M sin i не превышает 17 масс Юпитера. Однако нам представляется, что приведенные результаты не в полной мере отражает реальную ситуацию, поскольку для выявления статистических тенденций в распределении масс экзопланет следовало бы осуществить нормировку экзопланет по отношению к центральной звезде.

Рис. 4. По оси ординат отложено количество планет,
а по оси абсцисс - их минимальные массы

Рис. 5. По оси ординат отложены эксцентриситеты,
а по абсцисс большие полуоси

На рис. 5, 6 представлено распределение эксцентриситетов орбит избранных экзопланет по их большим полуосям (а) и гистограмма N(a).

Из рисунков следует, что во первых, можно говорить о том, что орбиты обнаруженных экзопланет, в основном, обладают малыми эксцентриситетами. Если провести аналогию с Солнечной системой, то видна вторая особенность, заключающаяся в том, что планеты гиганты расположены на сравнительно малых расстояниях от "центральной" звезды, что может обуславливать наличие диссипативных эффектов.

Рис. 6. По оси абсцисс отложены большие полуоси,
а по оси ординат отложено количество планет.

Оригинальный метод обнаружения экзопланет (и компонент кратных звездных систем) предложен в работе [И.А. Герасимова, Б.Р. Мушаилова, Astron. and Astrophys. Transaction, 2003].

Коричневые карлики

Как известно, коричневыми карликами принято считать промежуточный класс, между звездами и планетами. Из-за малой массы в недрах этих звезд невозможно протекание устойчивых ядерных реакций, а слабое свечение коричневых карликов, по-видимому, вызвано выделением гравитационной энергии при медленном сжатии.

Коричневые карлики - интригующие объекты, которые часто называют неудавшимися звездами. Они более массивны, чем Юпитер - самая большая планета в Солнечной системе. Их массы оценивают < 0,05 масс Солнца. Звезды могут светить непрерывно в течение миллиардов лет, так как они генерируют ядерную энергию. Но коричневые карлики не могут поддерживать производство ядерной энергии. После умеренного начального потока излучения они охлаждаются и становятся постепенно более слабыми.

Как сейчас известно, в окрестностях Солнца существуют сотни молодых коричневых карликов. Их поверхностная температура - в пределах от 1500 до 3200 градусов С. При охлаждении поверхности коричневого карлика ниже 1500 градусов происходят химические изменения: формируются большие количества метана, значительно изменяя вид коричневого карлика.

Первый метановый коричневый карлик был обнаружен в 1995 году. Затем эти объекты были найдены астрономами из Caltech и университета Джона Хопкинса в начале 1999 года во время обзоров ночного неба: Sloan Digital Sky Survey на телескопе в Нью-Мехико и 2 Micron All-sky Survey (2MASS) на телескопах в Аризоне и в Чили. Метановые коричневые карлики оказались почти идентичными друг другу. Их спектры очень похожи на спектры планет-гигантов, подобных Юпитеру, несмотря на то, что они горячее.

Три недавно открытых коричневых карлика заполняют собой промежуток между группой молодых, "теплых" коричневых карликов и остывших, метановых. Они не идентичны, но образуют последовательность, связывающую теплый звездоподобный тип с холодным планетоподобным.

В течение последних лет проводились интенсивные поиски объектов такого переходного типа. В феврале 2000 года, после открытия нескольких коричневых карликов при проведении Sloan Survey, инфракрасные измерения, показали, что три из них могут быть объектами давно разыскиваемого типа.

Инфракрасные спектры ясно показали, что свойства этих трех коричневых карликов хорошо вписываются между свойствами "теплой и холодной" групп, известных до сих пор. И метан, и окись углерода проявляются слабо. Подобно истинным звездам, они рождаются из облаков межзвездного газа, которые уплотняются в шарообразные тела под действием собственной гравитации. Но если возникает шар, меньший, чем 60 масс Юпитера, то внутри него не развивается давление, необходимое для начала ядерной реакции, подобной той, что раскаляет наше Солнце. И тем не менее давления в центре такого шара достаточно, чтобы находящийся в газе дейтерий спорадически вспыхивал. Вместо сияющей звезды рождается темно-красный тлеющий водородный шар. Обнаружить его в небе столь же сложно, как и холодную планету далекой звезды. Его можно сравнить с эмбрионом звезды, так и не достигшей полной зрелости. Но чем отличаются такие тела от истинных планет?

Коричневые карлики подобно настоящим звездам рождаются, как уже говорилось, из газовых облаков, а планеты - из протопланетного облака, окружающего формирующуюся звезду. Близкие к ней планеты бывают "слеплены" из более тяжелых атомов, тогда как легкие элементы - газы - световым давлением звезды вытесняются на периферию системы. Там они собираются в "шары" , подобные нашему Юпитеру. По расчетам сторонников такого сценария развития, тело, имеющее массу меньше 17 масс Юпитера, следует отнести к планетам. Сторонники другой точки зрения считают, что вспышки дейтерия возможны уже при величине небесного тела около 13 масс Юпитера. Более того, обнаруженные в последнее время экзопланеты с массами, превышающими ~17 масс Юпитера, в известной степени стирают четкую грань между планетами и коричневыми карликами.

Неясным пока остается и вопрос о том, как формируются системы, в которых одновременно может существовать и звезда, и истинные планеты, и "коричневые карлики".

Всего на данный момент известно около 30 коричневых карликов, из них 10 - (предположительно) являются "двойными системами" (Gl 229B, G 196 - 3B, Gl 570 D, TWA 5B, HR 7329, Gl 417B, Gl584 C, GG Tau Bb, Gl 86, 2MASSJ 1426316 + 155701), а одна - "тройной системой " (Gliese 569B).

Исследователи из аризонского университета с помощью адаптивной оптики провели исследование звезды спектрального класса M - Gliese 569B . Их исследования показали, что предполагаемые величины масс компонентов тройной системы (коричневых карликов) оценивается ~ 50 масс Юпитера. В настоящее время, данные результаты не являются достаточными для проведения надежных оценок орбитальных элементов.

Были исследованы девять наиболее ярких объектов в районе звездообразования "Cha I", с помощью спектрографов высокого разрешения, в результате были обнаружены семь объектов, предположительно представляющих собой двойные коричневые карлики. Были получены спектры с интервалом в две недели в красной области спектра. Так же предполагается что в состав, открытой австралийскими исследователями планетной системы Gliese 876, входит несколько коричневых карликов.

Резонансные системы

В Солнечной системе орбитальные резонансы, являются распространенным явлением. Резонансы низших порядков (по терминологии К. Шарлье), обладающие максимальными амплитудами эффектов, обуславливают в ряде случаев устойчивые конфигурации орбит.

В связи с этим есть определенные основания предполагать распространенность орбитальных резонансов и в случае экзопланет.

К их числу в настоящее время относятся 47Uma, Gliese 876, Ups And, HD83443. Однако пока незначительное число "резонансных орбит", по - видимому, обуславливается лишь неполнотой и селективностью выборки обнаруживаемых в настоящее время экзопланет. Тем не менее, принципиальным моментом является тот факт, что "резонансные конфигурации" планетных орбит обнаруживаются и вне пределов Солнечной системы.

Общая статистика: 87 планетных систем, 101 планета, 11 кратных систем.

Список некоторых публикаций по теме

1. Мушаилов Б.Р.,Калошин А.А. Dynamic evolution of resonance orbits of exoplanets in system 47 Uma, Труды Ипа РАН, 2002, Вып. 8, С.137-138.
2. Marcy G., Butler P. & Fisher D. Three jupiter-mass companions orbiting Ups And. 199b.
3. Ксанфомалити Л.В. Поиск систем внесолнечных планет с помощью спектрального метода лучевых скоростей и астрометрии // Астроном. вестн. 1999. Т 33, N 6. С.547-552.
4. Ксанфомалити Л.В. Внесолнечные планетные системы // Там же. 2000. Т.34,№6.С.529-544 

Вернуться