 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
ОБЗОР ИТОГОВ ПЕРВОГО ДЕСЯТИЛЕТИЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ЭКЗОПЛАНЕТВика Воробьева. Перевод обзора A Decade of Radial-Velocity Discoveries in the Exoplanet Domain
Введение.
Орбитальные свойства экзопланет.
Число внесолнечных планет-гигантов.
Распределение планет по массам.
Распределение внесолнечных планет-гигантов по периодам.
Распределение период-масса.
Планеты-гиганты в кратных звездных системах.
Эксцентриситеты планет-гигантов.
Ниже массы Нептуна.
Газовые и твердые планеты с короткими периодами.
Многопланетные системы.
Системы с орбитальными резонансами.
Динамика. Планет-планетное взаимодействие.
Корреляция металличности звезд с числом планет-гигантов.
Металличность звезд, имеющих планеты с массами порядка массы Нептуна.
Эффект массы центральной звезды.
Независимое подтверждение транзитных планет.
Будущее поиска планет с помощью наблюдений лучевых скоростей звезд.Введение.
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.Орбитальные свойства экзопланет.
В результате работы множества программ поиска планет (Лик, Кек, AAT, ELODIE, CORALIE) и начала новых крупных проектов (напр. HARPS), нам известно множество внесолнечных планет. Наиболее заметная особенность их свойств - широкое разнообразие орбитальных характеристик. Это разнообразие бросает вызов привычным взглядам на формирование планет.
Рисунок 1.
Диаграмма эксцентриситет - большая полуось орбиты. Величина "точек" пропорциональна минимальной массе кандидатов в планеты, т.е. величине m sin i (m sin i < 18 масс Юпитера)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.
Число внесолнечных планет-гигантов.
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.Распределение планет по массам.
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.)
Рисунок 2.
Распределение по минимальной массе (величине m sin i) спутников звезд солнечного типа. Виден глубокий минимум в области масс, соответствующей коричневым карликам (от 0,01 до 0,1 масс Солнца). Заштрихованными прямоугольниками отмечены планеты, обнаруженные с помощью спектрометра HARPS.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.
Распределение внесолнечных планет-гигантов по периодам.
Рисунок 3 показывает распределение по орбитальным периодам известных внесолнечных планет.
Рисунок 3.
Распределение известных внесолнечных планет-гигантов, открытых с помощью метода измерения лучевых скоростей звезд и вращающихся вокруг звезд главной последовательности, по периодам. Заштрихованная часть гистограммы показывает "легкие" планеты с m sin i < 0,75 масс Юпитера. Для сравнения, черным показано распределение по периодам планет с массами порядка массы Нептуна.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.
Другая интересная особенность распределения планет по периодам - это увеличение количества планет с ростом расстояния от родительской звезды. Это не эффект наблюдательной селекции, поскольку методом измерения лучевых скоростей из двух планет одинаковой массы легче обнаружить планету с более коротким периодом. Уменьшение количества планет с периодами больше 10 лет почти наверняка является результатом ограниченной продолжительности большинства программ поиска планет методом измерения лучевых скоростей.
Полное распределение планет по периодам можно представить себе состоящим из двух частей: главное распределение, в котором число планет растет с увеличением периода и максимум которого еще не определен, и вторичное распределение планет, мигрировавших внутрь системы. Наблюдаемый минимум планет с периодами между 10 и 100 днями реален и отражает область пересечения между этими двумя распределениями. Минимальная (плоская) экстраполяция распределения в сторону больших периодов примерно удвоила бы число образовавшихся планет. Согласно этой экстраполяции, существует большое количество еще неоткрытых планет-гигантов на расстояниях 5-20 а.е. Этот вывод имеет первостепенную важность для проектов по прямой регистрации внесолнечных планет большими телескопами, например, VLT или Gemini Planet Finder, и космическими миссиями, такими как TPF (НАСА) или Дарвин (ЕКА).Распределение период-масса.
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.
Рисунок 4.
Зависимость период-масса для известных внесолнечных планет, вращающихся вокруг звезд главной последовательности. Пустые квадратики обозначают планеты, вращающиеся вокруг одного из компонентов двойной звездной системы. Черные точки обозначают планеты у одиночных звезд. Пустые точки показывают планеты из многопланетных систем. Звездочки соответствуют планетам с массой порядка массы Нептуна. Пунктирный прямоугольник очерчивает область периодов меньше 100 дней и масс больше 2,25 масс Юпитера. Точечная линия связывает 2 массивных компонента, вращающихся вокруг HD 168443.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 HD 168443 b, возможно, являющийся членом двойной системы из коричневых карликов.
Сценарий планетных миграций может естественно привести к недостатку массивных планет на тесных орбитах. Например, было показано, что миграция 2 типа (когда планета очищает промежуток в диске) менее эффективна для массивных планет; иначе говоря, массивные планеты оказываются на более широких орбитах, чем маломассивные. Альтернативный вариант состоит в том, что когда мигрирующая планета оказывается слишком близко от звезды, процесс взаимодействия планеты и звезды приводит к перетеканию части вещества планеты на звезду и уменьшению массы планеты, или падению массивной планеты на звезду.
Другая интересная особенность орбитально-массового распределения - увеличение максимальной массы планеты с увеличением расстояния от родительской звезды (Рисунок 5). Это не эффект наблюдательной селекции: массивные планеты легче всего обнаружить именно на тесных орбитах, но они предпочитают находиться на более удаленных орбитах.
Рисунок 5.
Средние (черные кружочки) и наибольшие (пустые кружочки) массы планет, усредненные по интервалу периодов с шагом log (периода, дни) = 0,2. Хотя массивные планеты легче всего обнаружить на короткопериодичных орбитах, наблюдается увеличение максимальной массы планеты с увеличением расстояния от планеты до звезды.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.
Как обсуждалось выше, эмпирические наблюдения указывают на уменьшение эффективности миграции с ростом массы планеты. Моделирование планетных миграций в вязких дисках согласуется с этим предположением. Поэтому весьма разумным кажется предположение, что большое количество массивных планет находятся на долгопериодических орбитах и еще не обнаружено из-за ограниченности времени текущих обзоров. Между тем более молодые звезды, для которых метод измерения лучевых скоростей не пригоден из-за свойственного этим звездам акустического шума, будут подходящими целями для поисков планет путем прямого получения их изображений. Менее массивные планеты также могут прекрасно существовать на долгопериодических орбитах, однако эти планеты трудно обнаружить, если точность измерения лучевых скоростей хуже 3 м/сек. Удаленные маломассивные планеты, вращающиеся вокруг звезд с низкой хромосферной активностью, могут быть обнаружены путем высокоточных доплеровских наблюдений на протяжении десяти лет и более.Планеты-гиганты в кратных звездных системах.
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.Эксцентриситеты планет-гигантов.
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.
Рисунок 6.
Диаграмма эксцентриситет-период для известных внесолнечных планет. Пустые квадратики обозначают планеты, вращающиеся вокруг одного из компонентов двойной звездной системы. Черные точки обозначают планеты у одиночных звезд. Пустые точки показывают планеты из многопланетных систем. Планеты, обнаруженные в фотометрических (транзитных) обзорах и обзорах поиска планет у звезд с высокой металличностью, показаны черными треугольниками. Звездочками показаны планеты с массами порядка массы Нептуна. Скобками () очерчена система HD 162020. Точечная линия показывает область приливного скругления орбит с периодами меньше 6 суток. Пунктирная линия очерчивает область с эксцентриситетами е > 0,05 и периодами меньше 40 дней.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 16 Cyg B (Mazeh et al., 1997). Однако Takeda and Rasio (2005) показали, что такой процесс, действуя в одиночку, привел бы к чрезмерному количеству планет как очень высоким (е > 0,6), так и с очень низким (е < 0,1) эксцентриситетом. Таким образом, требуется, по крайней мере, еще один дополнительный механизм для воспроизведения наблюдаемого распределения по эксцентриситетам. Фактически, ни один из предложенных механизмов возникновения эксцентриситета не в состоянии в одиночку объяснить наблюдаемое распределение эксцентриситетов внесолнечных планет.
На малых орбитальных расстояниях планеты-гиганты подвергаются приливному скруглению своих орбит. Для периодов меньше 6 дней все газовые гиганты находятся на почти круговых орбитах (е < 0,05). Несколько пограничных случаев (с эксцентриситетом около 0,1) недавно были обнаружены в обзорах, ориентированных на поиск короткопериодических планет, и имеют очень неуверенную оценку эксцентриситета - даже совместимую с нулем. С большим количеством данных о лучевой скорости, охватывающих несколько орбитальных периодов, средне-взвешенные оценки эксцентриситета могут уменьшаться. Или, напротив, в некоторых из этих систем может быть найден дополнительный компаньон.
В случае многопланетной системы простая кеплеровская (однопланетная) модель может замыть часть более долгопериодической кривой суммы скоростей, искусственно раздувая орбитальный эксцентриситет. Дополнительные компаньоны могут также за счет приливного взаимодействия увеличивать эксцентриситет короткопериодических систем.
Могут быть также корреляции между эксцентриситетом и периодом, а также между эксцентриситетом и массой планеты. Для наиболее массивных планет (чья масса превышает 5 масс Юпитера) замечен систематически более высокий эксцентриситет, чем для планет более низких масс. Это не может быть эффект селекции. Если планеты формируются на круговых орбитах, высокие эксцентриситеты самых массивных планет весьма озадачивают. Такие массивные планеты имеют наибольшую инерцию и слабее всего поддаются влияниям, стремящимся согнать их с первоначальных круговых орбит. Заметим, что наиболее массивные планеты, как правило, находятся на значительном расстоянии от звезды, так что эксцентриситет и орбитальный период оказываются связаны. Долгопериодические планеты обычно наблюдаются в течении только одного периода обращения и редко с хорошим фазовым покрытием. Это может привести к переоценке эксцентриситета некоторых кеплеровских орбит, но кажется крайне маловероятным, что за наблюдаемую корреляцию отвечает одно только неправильное моделирование. Наконец, как показано на Рисунке 6, в обзорах появилось несколько долгопериодических планет с низким эксцентриситетом. Они составляют небольшую группу так называемых аналогов Солнечной системы.Путь к очень высокой точности.
Ниже массы Нептуна.
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)Таблица 1.
масс ЗемлиТаблица, суммирующая свойства недавно открытых планет с массами порядка массы Нептуна.
Параметр q = m sin i/MstarИз-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.
Эти планеты, вместе с недавно открытыми планетами с массами ниже массы Сатурна на среднепериодических орбитах, населяют маломассивный конец распределения планет по массам, область, где очень сильна неполнота обнаружения. Открытие очень маломассивных планет, которые находятся так близко к порогу обнаружения их методом измерения лучевых скоростей, говорит о том, что такие объекты могут быть широко распространены. Само существование таких планет - еще одно неожиданное открытие для теоретиков. Действительно, уже было сделано предсказание, что планеты с массами между 0,1 и 1 массой Сатурна и большой полуосью орбиты между 0,1 и 1 а.е. будут редки (так называемая пустыня планет, Ida and Lin, 2004a). По крайней мере, в настоящий момент наблюдения не подтверждают это предсказание (хотя очень немного известно о реальном населении этой гипотетической пустыни).
Обнаружение планет с очень низкой массой стало возможным после ввода в эксплуатацию нового поколения инструментов, способных измерять лучевые скорости звезд с беспрецедентной точностью. Одна рабочая лошадка работы с высоким разрешением - это спектрограф с высокой разрешающей способностью HARPS, принадлежащий обсерватории ESO и специально разработанный для программ поиска планет и астросейсмологии. HARPS уже оказался самым точным измерителем лучевых скоростей звезд, достигнув инструментальной точности порядка 1 м/сек на интервале от месяца до года, и еще лучшим на более коротких интервалах. Телескоп им. Кека с обновленным детектором спектрометра HIRES также достигает точности 1 м/сек с демонстрацией стабильности с августа 2004 года.
Другое фундаментальное изменение, которое позволило продвинуться в обнаружении планет очень малых масс - применение осторожной наблюдательной стратегии, состоящей в уменьшении "шумящего" эффекта звездных колебаний, которые могут замыть маленький сигнал, вызванный планетой с массой порядка массы Нептуна. Еще несколько лет назад поведение звезд в области лучевых скоростей менее 3 м/сек было совершенно неизвестным. Однако астросейсмологические наблюдения, выполненные HARPS, ясно дали понять, что достигнутая точность определяется уже не особенностями наблюдательных инструментов, а свойствами самих звезд.
Действительно, звездные колебания в р-моде на коротких интервалах времени (минуты), и звездные колебания, вызванные внутренней активностью на более длинной шкале времени (дни) могут, и действительно вызывают, существенные изменения лучевой скорости на уровне точности измерений HARPS. Только G и K-карлики с тихой хромосферой показывают колебания на уровне нескольких десятков см/сек, которые могут складываться в колебания с амплитудой в несколько м/сек. Как следствие, любая экспозиция со временем накопления сигнала, более коротким, чем период колебания звезды, или короче, чем временная шкала интерференции различных мод колебаний звезды, может случайно попасть на максимум или минимум интерференционной картины и внести, таким образом, дополнительный "шум" в измерения лучевой скорости. Это явление может серьезно поставить под угрозу способность обнаруживать планеты малых масс вокруг звезд солнечного типа посредством техники измерения лучевых скоростей звезд.
Для минимизации этого эффекта для поиска планет методом измерения лучевых скоростей выбирают звезды с подходящими параметрами, а именно медленно вращающиеся звезды с низкой активностью. Для того, чтобы уравновесить звездные колебания, каждое наблюдение должно продолжаться, по крайней мере, 15-30 минут. Эта стратегия сейчас применяется к звездам, наблюдаемым с самым высоким разрешением, в Kek и HARPS-программах поиска планет. Иллюстрация полученных результатов представлена на гистограмме дисперсии лучевых скоростей, полученной из высокоточного обзора HARPS (Рисунок 7).
Рисунок 7.
Гистограмма наблюдаемой дисперсии лучевых скоростей звезд в подпрограмме HARPS. Наблюдались 124 звезды. Положение планет, обнаруженных с помощью HARPS, отмечено черными прямоугольниками.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 HD 160691 и HD 4308, открытых благодаря наблюдениям высокого разрешения с помощью спектрометра HARPS.
Газовые и твердые планеты с короткими периодами.
Хотя число известных планет с массой порядка массы Нептуна мало, интересно сравнить их орбитальные параметры со свойствами внесолнечных планет-гигантов. Так как они дают очень маленькую амплитуду лучевой скорости родительской звезды, возможность их обнаружения ограничена короткими периодами, и значимое сравнение может быть сделано только с планетами-гигантами с периодами короче 20 дней.
Распределение короткопериодических планет-гигантов имеет явный пик для периодов около 3 дней (Рисунок 3). Напротив, распределение планет с массами порядка массы Нептуна является довольно плоским примерно до 15 дней. Мы также видим, что орбиты "горячих нептунов" имеют маленькие эксцентриситеты. В частности, для периодов от 9 до 15 дней (3 из 7 планет) величина эксцентриситета гораздо меньше, чем для планет-гигантов с аналогичными периодами. Для периодов меньше 6 дней орбиты скруглены приливными силами, особенно если планета является "твердой". Наибольшие наблюдаемые эксцентриситеты у 55 Cnc e (P = 2,8 дней, e = 0,17) и GJ 436 b (P = 2,6 дней, e = 0,12). Первый - член многопланетной системы, что могло бы объяснить не равный нулю эксцентриситет внутренней планеты, однако для второго случая проблема оказывается более трудной.
Другая разница между планетами-гигантами и горячими нептунами видна в распределении их родительских звезд по металличности. Хотя число горячих нептунов не составляет статистически значимую группу, эти небольшие различия могут означать, что планеты-гиганты и "твердые" планеты формируют две популяции с различными свойствами. Однако необходимо найти больше горячих нептунов для того, чтобы решить этот вопрос более убедительным способом.Многопланетные системы.
Известно 142 родительские звезды и более 170 внесолнечных планет. 17 из этих звезд имеют многопланетные системы. Еще одна система, HD 217107, показывает дополнительный дрейф простой кеплеровской кривой с одной планетой, совместимый с наличием второго планетного компаньона (который и был открыт впоследствии - В.В.) Орбитальные характеристики этих систем просуммированы в Таблице 2.Таблица 2.
масс Юпитера
3:1 (c:b)
~16:3 (d:c)
4:1 + 0,25 (d:b)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 13) 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.Системы с орбитальными резонансами.
Многие многопланетные системы являются или иерархическими, или резонансными системами. Среди известных многопланетных систем, по крайней мере, 8 (почти половина) находятся в средних резонансах движения, а 4 из них находятся в низшем резонансе 2:1. Рисунок 8 показывает отношение орбитальных периодов (где более длинный период делится на более короткий) для многопланетных систем, представленных в Таблице 2. Сомнения в полученных орбитальных периодах показаны как интервалы ошибок.
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.Динамика. Планет-планетное взаимодействие.
Присутствие двух или более взаимодействующих планет в системе значительно увеличивает нашу способность понять процессы формирования и эволюции планетных систем. Краткосрочные динамические взаимодействия особенно интересны из-за непосредственно наблюдаемых последствий. Среди них наиболее важны наблюдения 2:1 резонансных систем, потому что когда расстояние между планетами становится невелико, в течение близкого пролета гравитационное планет-планетное взаимодействие становится довольно заметным. Оно будет заметно влиять на эволюцию системы в масштабе времени нескольких периодов внешней планеты. Изменения лучевой скорости центральной звезды тогда будут заметно отличаться от изменений лучевой скорости, полученных в предположении независимых кеплеровских орбит (Рисунок 9).
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.
Свойства родительских звезд.
Дополнительная информация об ограничениях на модели формирования и эволюции планет может быть получена путем изучения родительских звезд. В частности, масса и металличность родительских звезд имеет первостепенную важность для моделей формирования планет.Корреляция металличности звезд с планетами-гигантами.
Корреляция между обнаруженными с помощью эффекта Доплера газовыми гигантами и высокой металличностью родительских звезд была замечена в первые же годы исследования экзопланет. Это наблюдение привело к дебатам о происхождении такой корреляции. Одно из объяснений состоит в том, что высокая металличность способствует формированию планет, потому что увеличивает количество маленьких сконденсировавшихся частиц - строительных блоков планетезималей. Другое объяснение состоит в том, что увеличение звездной металличности может быть результатом загрязнения звездной конвективной зоны лишенным газа материалом на последней стадии аккреции. Два главных механизма приводят к разным взглядам на строение родительских звезд: в первом случае звезда богата металлами целиком, во втором конвективная зона гораздо богаче металлами, чем звездные недра.
Во время ранних наблюдений корреляции между металличностью родительских звезд и количества планет было известно только небольшое число звезд, имеющих планеты, корреляция была ограничена небольшим объемом исследований, и были обычны систематические погрешности в определении металличности, достигавшие 0,1. Но впоследствии были сделаны систематические, гомогенные исследования всех звезд, вошедших в обзоры поиска планет (Santos et al., 2001), с условием, чтобы звезды наблюдались достаточно долго и подробно для обнаружения юпитероподобной планеты с периодом до четырех лет. Вместо того, чтобы проверять металличность звезд, имеющих планеты, было оценено присутствие газовых гигантов, вращающихся вокруг звезд с известной металличностью, для более чем 1500 звезд, участвовавших в обзорах поиска планет с помощью эффекта Доплера. Рисунок 10 показывает процент звезд с планетами как функцию металличности для 1040 звезд из обзоров Lick, Keck и AAT (непрерывная линия), и процент звезд с планетами для 875 звезд из обзора CORALIE (двойные звезды исключены, пунктирная линия).
Рисунок 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.Металличность звезд, имеющих планеты с массами порядка массы Нептуна.
Известно, что обнаруженные планеты-гиганты предпочитают обращаться вокруг звезд, богатых металлами. Какова ситуация с недавно обнаруженными планетами с массами порядка массы Нептуна? Если, как предполагает ряд авторов, недавно открытые горячие нептуны суть остатки испарившихся древних планет-гигантов, их родительские звезды должны также иметь преимущественно высокую металличность, наблюдаемую у родительских звезд планет-гигантов. Этого не наблюдается, поскольку 7 известных планет с массой m sin i < 21 массы Земли (Таблица 1) вращаются вокруг звезд с металличностью 0,33; 0,35; 0,02; 0,14; - 0,03; - 0,25 и -0,31, соответственно (недавно открытая система из трех "нептунов" вращается вокруг звезды с металличностью -0,05 - В.В.). Хотя статистика слишком бедна, размах этих величин, близкий к полному диапазону металличности звезд, имеющих планеты, означает разное отношение между содержанием металлов в звезде и существованием небольших планет относительно планет-гигантов.
Важное замечание: 3 кандидата с массой, близкой к массе Нептуна, вращаются вокруг красных карликовых звезд спектрального класса М. Недавнее моделирование методом Монте-Карло, выполненное Ida and Lin (2005), показало, что около маломассивных звезд обычно формируются планеты с массами порядка массы Нептуна. Похожий результат - маломассивные планеты наблюдаются около солнцеподобных звезд в случае низкой металличности протозвездной туманности (Ida and Lin, 2004b; Benz et al., 2005). Будущие исследования моделей формирования планет и новые открытия маломассивных планет помогут нам лучше понять эти два сходящихся эффекта.Эффект массы центральной звезды.
Масса центральной звезды также является важным параметром процесса формирования планет. В случае маломассивных звезд результат текущих обзоров показывает, что газовые гиганты редки около М-звезд по сравнению со звездами F, G, K-классов. Известна только одна система около М-звезды с двумя планетами-гигантами (Gl 876). В частности, около М-звезд не найдено ни одного горячего юпитера. Этот результат, однако, страдает от маленькой статистики. С другой стороны, как показано выше, 3 из 5 планет, вращающихся вокруг М-карликов, имеют массу ниже 21 массы Земли и, возможно, являются "твердыми" планетами.
Недавно начали работу новые программы поиска планет у более массивных звезд, а именно, звезд главной последовательности спектральных классов A и F, а также гигантов спектральных классов G и К. Найденные планеты обычно массивны (масса более 5 масс Юпитера), однако еще слишком рано делать выводы об "эффекте центральной звезды", так как эти программы еще очень подвержены наблюдательной селекции (большая масса центральной звезды и малое время наблюдений).Независимое подтверждение транзитных планет.
В последние годы наземные поиски транзитов дали множество транзитных кандидатов в планеты. Самой успешной программой поиска транзитных планет до сих пор был обзор OGLE, который предложил около180 транзитных кандидатов в планеты (Udalski и др., 2002ab). Эти новые открытия стимулировали интенсивные наблюдения для обнаружения колебаний лучевой скорости звезды, вызванных вращающимся вокруг нее телом. Неожиданностью этих наблюдений стало то, что большинство транзитных кандидатов в планеты оказалось скорее затменными двойными, когда маленькая М-звезда проходила перед F-G-звездой, или происходили затмения двойных звезд в кратных (тройных, четверных) системах - и все они были очень похожи на транзиты планет. Дополнительные наблюдения продемонстрировали трудности в интерпретации неглубокой формы транзитной кривой освещенности без одновременных измерений лучевой скорости. Звездная величина планетных кандидатов OGLE меняется от 16 до 17,5, что близко к границе чувствительности спектрографа FLAMES на телескопе VLT и, вероятно, за пределами разрешающей способности спектроскопии с самокалибровкой по линии йода. Из этого следует, что глубокие фотометрические транзитные обзоры встали бы перед серьезными трудностями в подтверждении планетной природы кандидатов методом доплеровской спектроскопии.
К настоящему времени с помощью транзитных обзоров открыто 6 планет, подтвержденных с помощью метода измерения лучевых скоростей звезды. Пять из них было найдено в рамках проекта OGLE и одна в результате работы сети TrES. Три из планет, найденных OGLE, имеют периоды меньше 2 дней (очень горячие юпитеры). Такие короткие периоды, хоть и легкие для регистрации, не найдены в обзорах по измерению лучевых скоростей звезд, откуда следует, что таких объектов раз в 10 меньше, чем "обычных" горячих юпитеров с периодом от 2,5 до 10 дней. В дополнение к планетам, обнаруженным с помощью фотометрии, для трех планет, обнаруженных с помощью метода измерения лучевых скоростей, были найдены транзиты по диску родительской звезды.
Когда транзитная фотометрия дополняется высокоточными измерениями лучевой скорости, становится возможным определить точную массу и радиус, а значит, и среднюю плотность планеты. Эти важные величины ограничивают модели внутреннего строения планеты, так же, как и ее историю.Таблица 3.
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 пунктирные 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.Будущее поиска планет с помощью наблюдений лучевых скоростей звезд.
Важный вывод последних нескольких лет состоит в том, что техника измерения лучевых скоростей еще не достигла собственного предела в области изучения экзопланет. Фактически, будущее измерений лучевых скоростей все еще радужно.
1. Недавние открытия показывают, что значительная популяция нептуноподобных и сатурноподобных планет на орбитах ближе 1 а.е. еще ожидает своего открытия. Улучшенная точность обзоров по измерению лучевых скоростей обратится к этой проблеме в ближайшем будущем, давая нам новые ограничения на теории формирования планет. С уровнем точности, достигнутым в настоящий момент для измерений лучевых скоростей, нам открывается новая область в поиске внесолнечных планет - обнаружение планет с массой в несколько земных масс около звезд солнечного типа. Маломассивные планеты (с массой менее 10 масс Земли) могут быть более распространены, чем ранее найденные гигантские миры.
2. Как описано выше, дополнительные наблюдения лучевых скоростей необходимы для того, чтобы определить массу транзитных планет и вычислить их среднюю плотность. Эти наблюдения подтверждают планетную природу транзитных кандидатов и позволяют получить важные параметры планетных атмосфер и ограничения на модели внутреннего строения планет. Это важно ввиду ожидаемых результатов космических миссий COROT и Kepler, которые должны обнаружить сотни транзитных планет различного состава и массы. Когда транзитный сигнал обнаружен, его период известен. В результате дальнейшие наблюдения лучевых скоростей становятся менее требовательны к числу и точности доплеровских измерений. Например, планета с массой 2 массы Земли на 4-дневной орбите вызывает доплеровский сигнал 80 см/сек, который можно будет обнаружить только несколькими высокоточными измерениями лучевой скорости (при условии того, что период системы известен заранее). В этом контексте самый захватывающий аспект - возможность исследовать отношение масса-радиус вниз до области земных масс.
3. Порог самой низкой массы планет, которые еще могут быть обнаружены с помощью доплеровской техники, продолжает уменьшаться. Область с уровнем скорости около 1 м/сек еще не исследовалась. Результат, полученный с помощью спектрографа HARPS, показывает, что даже если звезды являются слегка переменными в лучевых скоростях (на скромном уровне) из-за акустических колебаний, возможно достигнуть краткосрочной точности на уровне существенно меньше 1 м/сек, если применять адекватную наблюдательную стратегию. Однако одна проблема остается нерешенной: поведение звезд на более длинном интервале времени, где звездные колебания и пятна могут повлиять на достигнутую точность. В этом случае необходим точный предварительный отбор звезд, чтобы выбрать хороших кандидатов и оптимально использовать время телескопа.
Открытие внесолнечной планеты с помощью доплеровской техники требует, чтобы или лучевая скорость, наведенная планетой, была значительно выше, чем дисперсия, или чтобы наблюдения проводились с очень высокой частотой и интенсивностью. Большое количество наблюдений с прекрасным охватом по фазе является ключевым для исключения ложных положительных сигналов, особенно если учитывать относительно высокое число свободных параметров в орбитальном решении для многопланетных систем. Большое число измерений поможет смягчить трудности обнаружения планет при низких амплитудах сигнала, но потребует огромных вложений наблюдательного времени. Таким образом, пока мы имеем возможность использовать достаточно наблюдательного времени и проектируем прогрессивные спектрографы (с высоким уровнем контроля за температурой и давлением), мы в принципе можем обнаружить планеты подобные Земле.
