Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://galspace.spb.ru/indvop.file/3.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Sun Apr 10 00:54:47 2016 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Астрономия
| |||||
Космические исследования - экзопланеты |
![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() До 1995 года Солнечная система была единственным примером планетной системы вокруг солнцеподобной звезды, и вопрос о распространенности планетных систем был более философским, нежели научным. Открытие экзопланеты, вращающейся вокруг звезды 51 Пегаса, положило начало постоянному росту числа известных экзопланет. В течение следующих десяти лет стало известно, что газовые гиганты широко распространены, и что процесс формирования планет может давать удивительное разнообразие конфигураций: планеты с массами значительно больше массы Юпитера, планеты, движущиеся по высокоэллиптичным орбитам, планеты, вращающиеся на расстоянии менее 10 звездных радиусов, планеты в резонансных многопланетных системах и планеты, вращающиеся вокруг компонентов двойных звездных систем. Понимание физических причин такого разнообразия является центральной проблемой теории формирования планет. Роль наблюдений состоит в нахождении ограничений, которые помогут теоретикам моделировать широкий спектр свойств наблюдаемых внесолнечных планет. Если к моменту первой конференции PPIV было известно 7 или 8 планет (и 17 кандидатов в планеты было оглашено во время слушаний), то сейчас число известных экзопланет превысило 170. Располагая таким количеством примеров, можно изучать статистически значимые тенденции, которые проявляются в распределении орбитальных элементов планет и свойствах родительских звезд. Особенности этих распределений - следы процессов формирования и эволюции экзопланетных систем, они помогают уточнить модели формирования планет. В обзоре представлены основные статистические результаты, полученные с помощью спектроскопических наблюдений за последнее десятилетие. Дополнительно к орбитальным свойствам планет и характеристикам родительских звезд будет описана эволюция метода измерения лучевых скоростей за последние 2 года, а именно: - роль, играемая доплеровскими измерениями в подтверждении и изучении кандидатов в планеты среди множества кандидатов, преложенных транзитными и фотометрическими программами, - развитие специально разработанных спектрографов с высоким разрешением, достигающих точности в измерении лучевых скоростей порядка 1 м/сек. Эта высочайшая точность позволит методом измерения лучевых скоростей находить планеты земного типа. В результате работы множества программ поиска планет (
Рисунок 1 показывает орбитальный эксцентриситет известных внесолнечных планет как функцию большой полуоси их орбит. На рисунке ясно видны различные свойства внесолнечных планет: малое расстояние до звезды, высокий эксцентриситет орбит, большая масса. Статистические свойства гигантских планет должны быть получены из обзоров, которые сами хорошо статистически определены (например, включают в себя все объекты из ограниченного объема), и которые имеют хорошо понятные пороги обнаружения планет с различными орбитальными свойствами. (Говоря своими словами, очень важно учитывать факторы, приводящие к наблюдательной селекции. В.В.) Есть несколько программ, которые отвечают этим требованиям, включая программу поиска планет в ограниченном объеме CORALIE (Udry и др., 2000), а также FGKM-обзор на телескопе им. Кека, где рассматривались звезды ограниченной звездной величины ((Marcy et al., 2005). На приведенных в обзоре диаграммах представлены планеты, обнаруженные во всех программах поиска, основанных на измерении лучевых скоростей. Отметим, что обсуждаемые свойства планет согласуются со свойствами, полученными из единичных статистически хорошо определенных программ. Наиболее фундаментальное свойство, которое может быть получено из программы поиска планет - это доля рассмотренных звезд, у которых есть планеты. Учитывая типичную точность доплеровских измерений в несколько м/сек и ограниченную продолжительность наблюдений, мы можем определить эту долю только для специфической области параметров, а именно для планет с массами больше, чем Mmin, и с периодами короче, чем Pmax. Иначе говоря, мы можем найти только минимальную долю звезд, имеющих планеты, а именно, звезды с планетами, попадающими в ограниченную область параметров. Для планет, чья масса больше 0,5 массы Юпитера, Marcy в 2005 году нашел по наблюдениям Lick+Keck+AAT, что 16/1330 = 1,2% солнцеподобных звезд имеют горячие юпитеры (период меньше 10 дней, большая полуось меньше 0,1 а.е.) и 6,6% звезд имеют планеты ближе 5 а.е. По результатам программы CORALIE (включающей звездные пары) для той же минимальной массы планет (1/2 массы Юпитера) только 9/1650 = 0,5% звезд имеют горячие юпитеры и 63/1650 = 3,8% звезд имеют планеты ближе 4 а.е. Однако двойные звезды с видимыми расстояниями между компонентами меньше 2-6 угловых секунд обычно исключаются из программ поиска планет (наряду с быстро вращающимися звездами). Поэтому если мы ограничиваемся звездами, подходящими для поиска планет (т.е. не двойными и с v sin i меньше 6 км/сек), то окажется, что для программы CORALIE 9/1120 = 0,8% звезд имеют гигантские планеты на орбитах ближе 0,1 а.е., и 63/1120 = 5,6% звезд имеют планеты ближе 4 а.е. В пределах статистических ошибок эти два результата находятся в хорошем согласии друг с другом. Истинную долю наличия гигантских планет можно еще лучше оценить с учетом эффективности обнаружения (которая является функцией массы и орбитального расстояния), используя моделирование методом Монте-Карло. Для крупнейших обзоров это еще не сделано. Но для программы ELODIE (где наблюдались одиночные звезды ограниченной звездной величины) хотя и с большими статистическими ошибками, вызванными малым числом обследованных звезд, Naef и др. (2005) нашли, что доля звезд, имеющих горячие юпитеры с массой больше 0,5 массы Юпитера и периодом меньше 5 суток, составляет 0,7 + 0,5%, а доля всех планет такой же массы с периодом меньше 3900 суток составляет 7,3 + 1,5%. Похожие анализы были получены Cumming et al. (1999) для Ликского обзора и Endl et al. (2002) для программы поиска планет с помощью спектрометра Coud?e-echelle на обсерватории ESO. В совпадающей области параметров все три анализа находятся в хорошем согласии друг с другом. Поскольку время наблюдений непрерывно растет и наша способность обнаруживать планеты меньших масс все совершенствуется, мы ожидаем, что доля звезд, имеющих планетные системы, окажется существенно выше относительно вышеприведенных значений и достигнет 50% и даже больше. Уже после обнаружения нескольких внесолнечных планет стало ясно, что эти объекты нельзя рассматривать как маломассивный хвост распределения звездных компаньонов в двойных звездных системах (с низкой величиной m sin i из-за малого наклонения i оси вращения системы к лучу зрения). Явный бимодальный вид распределения масс вторых компонент у звезд солнечного типа считался самым очевидным доказательством различия механизмов формирования звездных пар и планетных систем. Интервал между двумя популяциями (еще называемый "пустыней коричневых карликов"), соответствующий массам между 20 и 60 масс Юпитера, практически пуст, по крайней мере, для орбитальных периодов короче 10 лет. Однако вероятно наложение этих двух распределений; в этой области нелегко разделить маломассивные коричневые карлики от массивных газовых планет только по измеряемой величине m sin i, без дополнительной информации о формировании и эволюции этих систем. ("Рабочее" определение планеты было предложено рабочей группой IAU, основываясь на пределе массы в 13 масс Юпитера, достаточном для воспламенения дейтерия. Говоря своими словами, планета - это объект с массой, меньшей 13 масс Юпитера, объект с большей массой считается коричневым карликом или звездой. В.В.)
Рассматривая маломассивную часть распределения планет по массам, мы видим, что с уменьшением массы количество планет растет. Marcy et al. (2005) нашел, что DN/dm ~ M-1,05 для их обзора FGKM. Это соотношение не зависит от неизвестного параметра sin i, который просто увеличивает вертикальную шкалу. Маломассивная часть этого распределения плохо изучена из-за наблюдательной неполноты; самые маломассивные планеты труднее всего обнаружить из-за того, что вызываемые ими лучевые скорости звезд малы. Весьма вероятно, что есть значительная популяция планет с массами меньше массы Сатурна. Эта тенденция подтверждается аккреционными моделями формирования планет. В частности, ожидается большое количество "твердых" планет. Рисунок 3 показывает распределение по орбитальным периодам известных внесолнечных планет.
Многочисленные планеты-гиганты, вращающиеся очень близко вокруг
своих родительских звезд (период меньше 10 дней) стали совершенно
неожиданными для исследователей. Стандартная модель (например, Pollack
et al., 1996) предполагала, что планеты-гиганты формируются из ледяных
гранул во внешних частях системы, где температура протопланетной
туманности достаточно низка. Слипание таких гранул обеспечивает
формирование твердого ядра, которое начинает притягивать окружающий газ
в течение жизни протопланетного диска (примерно 10 миллионов лет).
Однако обнаружение планет-гигантов глубоко внутри "ледяной линии"
требует, чтобы эти планеты подверглись процессу перемещения, миграции по
направлению к родительской звезде. Альтернативная точка зрения
предлагает формирование таких планет уже "на месте", возможно, благодаря
нестабильности в протопланетном диске. Заметим, однако, что даже в таком
случае взаимодействие планеты и диска будет изменять орбиту планеты, как
только та сформируется. Предполагается, что наблюдаемый максимум планет
с периодами около 3 дней является следствием миграции, причем еще
требуется останавливающий механизм, который препятствовал бы падению
планет на звезды. Распределение планет по орбитальным периодам подчеркивает роль процессов миграции, лежащих в основе наблюдаемой конфигурации экзопланетных систем. Дополнительная корелляция замечена между периодом и массой планеты. Эта корреляция проиллюстрирована на Рисунке 4, показывающем диаграмму масса-период для известных экзопланет, вращающихся вокруг звезд главной последовательности.
Самая
заметная особенность на этом рисунке - недостаток массивных планет на
тесных орбитах. Это не эффект наблюдательной селекции, поскольку такие
планеты легче всего обнаружить. Эффект становится еще поразительнее,
если мы пренебрежем кратными звездами: на диаграмме оказывается полная
пустота для масс больше 2 масс Юпитера и периодов меньше 100 дней. Есть
только один кандидат
Это также
можно понять в контексте миграционного сценария. Как ожидается, более
массивные планеты формируются дальше в протопланетном диске, где большое
количество сырья для пополнения массы и более длинный орбитальный путь
обеспечивает большую зону питания. Тогда начало миграции может быть
затруднено тем, что придется рассеять большую часть диска, чтобы
преодолеть инерцию планеты. Это замечание подтверждается наблюдением,
что горячие юпитеры имеют меньшие массы (m sin i меньше 0,75 масс
Юпитера), при которых миграция происходит легче. Также замечено, что
хаотические гравитационные взаимодействия между планетами легче меняют
орбиты легких планет (с низкой инерцией), которые рассеиваются на
окраины системы или внутрь нее, тогда как массивные планеты (с высокой
инерцией) значительно труднее сместить из области их формирования.
Слабость же этой гипотезы заключается в том, что относительное
количество короткопериодических планет и распределение их по
эксцентриситетам с трудом могут быть воспроизведены с разумными
предположениями для этих моделей. Среди примерно 170 внесолнечных планет, открытых к настоящему времени, около 20 вращаются вокруг звезд, входящих в двойные и кратные звездные системы. Эти системы покрывают широкий диапазон взаимных расстояний между звездами: от 20 а.е. для двух спектроскопических двойных до более чем 1000 а.е для широких визуально-двойных пар. Хотя выборка и небольшая, существует разница между планетами, вращающимися вокруг компонента двойной системы, и планетами, вращающимися вокруг одиночных звезд, которая заметна на диаграммах зависимости масса-период (Рисунок 4) и эксцентриситет-период (Рисунок 6). Как отмечено Zucker and Mazeh (2002), наиболее массивные короткопериодические планеты все найдены в двойных или кратных звездных системах. Планеты, вращающиеся вокруг компонента кратной системы, показывают тенденцию обладать очень низким эксцентриситетом, если их орбитальный период короче примерно 40 дней. Единственное исключение - "массивный" компаньон HD 162020, являющийся, скорее всего, маломассивным коричневым карликом. Эти наблюдения дают основания предполагать, что в истории этих систем работал один из видов процесса миграции. Однако свойства пяти короткопериодических планет, вращающихся в кратных звездных системах, кажется, трудно увязать с современными моделями формирования и эволюции планет, по крайней мере, если мы хотим одним механизмом объяснить все их особенности. Даже если орбитальные параметры двойных звезд, имеющих планеты, до сих пор точно не известны, мы уже имеем некую информацию - а именно, расстояние между компонентами двойной и свойства самих звезд. Однако никакой очевидной корреляции между свойствами этих планет и известными орбитальными характеристиками двойных звезд или массами звезд пока не найдено. Из-за ограничений доступных наблюдательных методов большинство обнаруженных планет - гигантские планеты типа Юпитера; существование планет меньших масс в кратных звездных системах пока не доказано. Поиски внесолнечных планет с помощью метода измерения лучевых скоростей звезд показывают, что планеты-гиганты существуют в определенных типах кратных звездных систем. Число таких планет довольно низкое, возможно, отчасти потому, что тесные двойные - трудная цель для поиска планет методом измерения лучевых скоростей, и они обычно исключаются из соответствующих обзоров. Однако даже если обнаружение и изучение планет в двойных системах труднее, чем обнаружение и изучение планет около одиночных звезд, это все равно стоит делать ради получения новых ограничений на модели формирования и эволюции планетных систем. Внесолнечные планеты с орбитальными периодами больше 6 дней имеют эксцентриситеты значительно больше, чем планеты-гиганты в Солнечной системе (Рисунок 6). Их средний эксцентриситет равен е = 0,29. Распределение эксцентриситетов этих планет напоминает аналогичное распределение для двойных звезд, охватывая почти полный диапазон от 0 до 1. Орбиты планет с периодами меньше 6 суток скруглены приливными силами.
Происхождение эксцентриситетов внесолнечных планет-гигантов
может быть вызвано действием различных механизмов: гравитационного
взаимодействия между соседними планетами-гигантами, взаимодействия
планеты-гиганта с планетезималями на ранних стадиях образования
планетной системы, влияния дополнительного звездного или планетного
компаньона, и т.п. Последний эффект в ряде случаев кажется наиболее
интересным. Средняя скорость некоторых планет с высоким эксцентриситетом
показывает дрейф, согласующийся с присутствием долгопериодического
компаньона. Гравитационное влияние более удаленного компаньона может
вызвать наблюдаемый высокий орбитальный эксцентриситет. Этот эффект был
предложен как механизм увеличения эксцентриситета планеты, вращающейся
вокруг звезды После десятилетия открытий в области внесолнечных планет-гигантов, в результате измерений лучевых скоростей солнцеподобных звезд с очень высокой точностью, в поисках других миров был взят новый важный рубеж. Большинство обнаруженных планет являются газовыми гигантами, подобными Юпитеру, с типичной массой около 100 масс Земли. Однако за последний год было открыто 7 планет с массами порядка массы Урана или Нептуна (6-21 масс Земли)
Из-за
таких маленьких масс и своего положения в планетных системах, близкого к
родительским звездам, они могут состоять в основном из тяжелого
каменного/ледяного ядра; возможно, они потеряли значительную часть своей
атмосферы или просто сформировались, не аккумулировав ее в значительном
количестве.
У
большинства звезд дисперсия лучевых скоростей составляет около 2 м/сек,
с увеличением дисперсии количество звезд быстро уменьшается. Более 80%
звезд имеют дисперсию меньше 5 м/сек, и более 35% звезд имеют дисперсию
меньше 2 м/сек. В настоящее время объявлено о планетах с массой 14 масс
Земли, вращающихся вокруг
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
![]() |
Оптовая закупка бижутерии crystalopt оптовая продажа бижутерии.
|