Леонид Ксанфомалити - ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД
Благодаря высокой активности исследователей, использующих метод лучевых скоростей (МЛС), число еще не изученных звезд – кандидатов на обладание планетными системами в пределах сферы, скажем, 100 пк, быстро подходит к концу. Все это звезды из близкого солнечного окружения, а для далеких звезд МЛС не годится. Примерно полдюжины планетных систем найдено в ходе программы поиска так называемых гравитационных линз OGLE (Optical Gravitation Lensing Experiment), на расстояниях более 1000 пк. Хотя число объектов, найденных OGLE, растет, они мало что смогут дать физике внесолнечных планет, поскольку у столь далеких слабых объектов даже тип компаньона (планета-гигант, коричневый карлик или звезда малой массы) определить очень сложно.
Некоторые группы орбит короткопериодических планет имеют пониженную или повышенную населенность по сравнению с остальными. Группирование по орбитальным периодам также неравномерно и почему-то наиболее заметно вблизи периодов 3-5 суток. На этот интервал приходится достаточно много планет, чтобы считать наблюдаемый максимум неслучайным.
Подавляющее число экзопланет с большой полуосью орбиты более 0,16 а. е. имеет очень большие и даже гигантские эксцентриситеты орбит, которые в Солнечной системе встречаются только у комет и некоторых астероидов. Представим себе, что планета, подобная Сатурну, раз в десять лет сближается со своим солнцем, а затем уходит на окраины системы, за пределы видимости. Эксцентриситет, осредненный для 90 экзопланет на орбитах с большой полуосью более 0,15 а. е., составляет 0,32. Для объяснения происхождения высоких эксцентриситетов предложены различные механизмы, причем главными остаются гравитационное взаимодействие между образующимися планетами или взаимодействие планеты с протопланетным диском. Интересно, что в этом процессе больше образовавших ся гигантов выбрасывается в космос, чем остается у звезды. Согласно некоторым работам, в Солнечной системе когда-то могло быть до десяти юпитеров, которые в этом "небесном пинг-понге" усердно выталкивали друг друга. Что же касается эксцентриситета, то, если низкоорбитальные "горячие юпитеры" действительно мигрировали с высоких орбит, после завершения миграции они каким-то образом сумели от него избавиться. Это поразительное их свойство. Миграция каким-то образом выключилась, когда они приблизились к родительской звезде на минимальное расстояние.
Среди известных экзопланет все же есть несколько на высоких орбитах, но с малым эксцентриситетом, то есть почти на круговой орбите. Такова третья планета в системе звезды ρ1Cancri (55 Cancri), "горячий юпитер" с периодом 14,7 суток у которой был обнаружен в числе первых экзопланет. На кеплеровский компонент, так же как у υAnd, накладывается медленный дрейф лучевой скорости, указывающий на присутствие другой планеты. Вторая планета с периодом обращения 44,3 суток имеет большой эксцентриситет орбиты. Третья планета привлекает внимание тем, что имеет орбитальный период около 14,7 года, весьма близкий к периоду Юпитера, большую полуось орбиты 5,9 а. е. (у Юпитера 5,2 а. е.) и, что наиболее интересно, сравнительно низкий эксцентриситет орбиты, 0,16. Масса планеты составляет по крайней мере 4,06 масс Юпитера (Mю). Среди других экзопланетных систем с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 можно отметить планеты у звезды в Большой Медведице, 47 UMa b и c, с массами Msini 2,41 и 0,76 Mю, и a = 2,10 и 3,73 а. е. Для планеты 47 UMa c, положение которой примерно соответствует поясу астероидов в Солнечной системе, масса может быть даже меньше 1 Mю. Но таких объектов немного. В целом низкий эксцентриситет исключение, а не правило.
Распределение короткопериодических экзопланет по длительности орбитальных периодов.
ТРАНЗИТЫ
Если наблюдатель случайно окажется примерно в плоскости кеплеровской орбиты, масса планеты будет определена точно, так как синус угла становится равен единице. В этом случае можно также наблюдать прохождения по диску звезды планеты (ее транзиты). Конечно, различить черный кружок на точечном диске звезды нельзя, но небольшое уменьшение потока света от звезды измерить можно. В работах 1985 года, опубликованных накануне открытия первого короткопериодического "горячего юпитера" (51Peg b), указывалось, что перспективы обнаружить гипотетические внесолнечные планеты по их транзитам сомнительны. Авторы исходили из того, что не только вероятность благоприятного для наблюдения транзитов положения плоскости орбиты низка (скажем, для пары Солнце – Юпитер вероятность равна 0,0006), но и само явление происходит исключительно редко (например, исходя из периода обращения Юпитера в Солнечной системе, 1 раз в 12 лет). О существовании низкоорбитальных "горячих юпитеров" никто не подозревал, а у них вероятность оказаться в плоскости наблюдения транзитов гораздо выше, вплоть до 0,06 и даже до 0,20. Для системы звезды HD 209458, первой, транзиты которой были обнаружены, вероятность их наблюдения составила 0,17. Транзиты стали новым мощным инструментом астрофизики, позволяющим исследовать не только экзопланету, но и саму родительскую звезду.
Впервые транзиты планеты HD 209458 b наблюдали две группы исследователей из США, Д. Шарбоне и Дж. Хенри в 2000 году, практически одновременно наземными и космическими средствами. Прохождение планеты по диску звезды длится несколько часов. Открытие транзитов HD 209458 b стимулировало активные поиски других аналогичных объектов. В последующие годы по программе OGLE нашли до пяти очень далеких объектов. Но в течение четырех-пяти лет после открытия система HD 209458 оставалась единственной относительно близкой системой такого рода, несмотря на тщательные поиски других объектов. В какой-то мере происходило это из-за переоценки ожидаемого эффекта: предполагалось найти объекты примерно с такой же глубиной ослабления света при транзитах, как у звезды HD 209458 (около 1,6%), что, возможно, оказалось просто удачей наблюдателей. Следующий объект имел глубину ослабления только 0,3%. Зато найденная в 2005-2006 годах система HD 189733 b имеет рекордное трехпроцентное ослабление света при транзитах.
Только с помощью транзитов удается исследовать ряд важных характеристик экзопланет, прежде всего, измерить их радиусы и исследовать свойства их атмосфер. Хотя надежды найти другой относительно близкий объект с транзитами долго не оправдывались, был обнаружен ряд эффектов, проявление которых подобно ложным транзитам. За планетные транзиты исследователи могут принять, например, устойчивые пятна на звезде или так называемые затменные двойные звезды. Когда наблюдатели снизили ожидаемый эффект ослабления света звезды при прохождении планеты по диску звезды почти на порядок, до 0,2-0,3%, были обнаружены еще две экзопланеты с транзитами, HD 149026 b и TrES-1. Они в 2004-2005 годах пополнили список транзитов, в котором до того был только "горячий юпитер" HD 209458 b. Естественно, транзиты наблюдаются только у "горячих юпитеров". Вероятность найти планету с транзитами на высокой орбите очень мала.
Свойства системы HD 209458, несмотря на ее умеренную удаленность, оказались весьма удобными для исследований. Из результатов наблюдений объекта HD 209458 b можно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и о природе других аналогичных гигантов. HD 209458 – звезда класса G0 с достаточно спокойной фотосферой, допускающей МЛС-измерения вплоть до 3 м/с, старше Солнца по возрасту (5,2 гигагода), со старой планетной системой, прошедшей долгий путь эволюции. Хотя ныне в ней известна только одна планета, но это именно тот наиболее интересный объект нового типа – "горячий юпитер", типичный для внесолнечных систем, но неизвестный в Солнечной системе. Период HD 209458 b, благодаря высокой частоте транзитов, определен с высокой точностью – 3,524738 суток. Радиус кеплеровской орбиты планеты составляет 0,045 а. е. Глубина ослабления света звезды при транзитах достигает 1,6%. По длительности транзита удается легко найти даже широту прохождения планеты по диску звезды. Среди окружающих Солнце звезд она представляет собой достаточно далекий объект – 47 пк (150 световых лет).
Звезды, имеющие планеты типа "горячий юпитер", составляют незначительную часть всего звездного "населения" – только 0,0075. Учитывая также произвольное положение плоскости их орбит, вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами еще меньше и не превышает 1/1300. На рисунке внизу показана зависимость масса-радиус для экзопланеты HD 209458 b, Юпитера и Сатурна. Положение HD 209458 b сразу указывает на водород как основную составляющую этого небесного тела (возможно, с небольшой долей гелия). Температура внешних оболочек "горячих юпитеров", в зависимости от орбиты и свойств атмосферы, лежит в пределах 900-1300 К. Облачный слой в такой атмосфере должен состоять из мельчайших зерен MgSiO3, Fe и Al2O3, причем в надоблачной атмосфере должны присутствовать пары воды, метана и окиси титана.
