Внесолнечные планетные системы – какие они?

Владислава Ананьева

Вплоть до конца 20 века вопрос о распространенности планетных систем у других звезд оставался чисто умозрительным и более философским, нежели научным. Ученым была известна только одна планетная система - Солнечная. Хотя, начиная с 18 века, отдельные астрономы и предпринимали попытки увидеть внесолнечные планеты (экзопланеты) в телескоп или обнаружить их по регулярному смещению родительских звезд на небесной сфере (этот метод называется астрометрическим), крайнее несовершенство наблюдательной техники не позволило им достичь успеха.
Первое надежное открытие внесолнечных планет произошло лишь в 1991 году. Это было открытие трех планет земного типа у пульсара PSR 1257+12. Пульсар - быстровращающаяся нейтронная звезда - испускает строго периодические импульсы радиоизлучения, период которых равен периоду вращения пульсара. Если вокруг пульсара вращается планета, точнее, если и пульсар, и планета вращаются вокруг общего центра масс, период приходящих импульсов будет периодически меняться - то слегка увеличиваться, то слегка уменьшаться. Этот эффект совершенно аналогичен эффекту Доплера. Наблюдая слабые отклонения наблюдаемого периода пульсара от среднего (этот метод называется таймингом), можно обнаруживать небесные тела достаточно малой массы (даже меньше массы Луны).
Только в 1995 году была открыта первая планета у нормальной (не нейтронной) звезды. Это был горячий гигант 51 Пегаса b. К настоящему времени (июнь 2010 года) число известных экзопланет приближается к пятистам и продолжает стремительно увеличиваться.
Первое, что бросается в глаза при взгляде на планетные системы у других звезд - это их удивительное разнообразие. Многие известные планеты не имеют аналогов в Солнечной системе. Это и так называемые "горячие юпитеры" - массивные планеты, вращающиеся вокруг своей звезды на расстоянии всего нескольких звездных радиусов и раскаленные до 1-2 тысяч градусов, планеты-гиганты с высоким эксцентриситетом (рекордсменом здесь является планета HD 80606 b, чей эксцентриситет достигает 0.9336, а расстояние от планеты до звезды меняется от 0.03 а.е. в перицентре до 0.876 а.е. в апоцентре, т.е. в 29 раз!), планеты на полярных и ретроградных орбитах (т.е. вращающиеся вокруг своих звезд в сторону, противоположную вращению самой звезды) и прочие не характерные для Солнечной системы объекты. Вместе с тем известно и несколько планетных систем, весьма напоминающих нашу собственную.

Как часто встречаются у звезд планетные системы?
Точно ответить на этот вопрос сейчас нельзя. Дело в том, что пока мы видим лишь верхушку айсберга - массивные планеты на сравнительно тесных орбитах. Постепенно, по мере совершенствования наблюдательной техники, астрономы открывают все более и более легкие планеты, вплотную приближаясь к планетам с массой, близкой к массе Земли, а по мере увеличения времени наблюдений - и планеты, находящиеся на все более и более широких (удаленных от своей звезды) орбитах. Стоит отметить, что поиск легких планет (планет земного типа) - до сих пор очень трудная задача, с которой можно справиться, используя буквально несколько инструментов в мире. Поэтому современные оценки распространенности планетных систем стоит рассматривать только как нижнюю границу.
Доля звезд, имеющих открытые нами планеты, заметно зависит от типа планеты, определяемого их массами. При этом, вероятность встретить рядом со звездой планету-гигант (100-1000 масс Земли), сильнейшим образом зависит от массы звезды и ее металличности, т.е. содержания в ней элементов тяжелее водорода и гелия. Чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем вероятнее обнаружить рядом с ней планету-гигант. Если среди звезд с низким (ниже солнечного) содержанием тяжелых элементов только 3% имеют планеты-гиганты ближе 2.5 а.е., то среди звезд с высоким содержанием тяжелых элементов их доля достигает 25%. Столь же явна зависимость количества планет-гигантов от массы родительской звезды. Чем массивней звезда, тем больше вероятность обнаружить рядом с ней гигантскую планету, подобную Юпитеру. У звезд красных карликов, которые легче и гораздо тусклее Солнца, планеты-гиганты почти не встречаются (хотя и тут известно несколько исключений). Среди солнцеподобных звезд примерно 8.5% имеют планеты-гиганты тяжелее Юпитера на орбитах ближе 2.5 а.е. (обратите внимание - Солнце в эти 8.5% не входит! Наш Юпитер расположен дальше - на расстоянии 5.2 а.е.!) А среди более массивных звезд (массой 1.5-2.5 масс Солнца) доля имеющих планеты-гиганты ближе 2.5 а.е. достигает 20%.

Зависимость вероятности обнаружить планету-гигант от металличности родительской звезды. Видно, что с ростом металличности эта вероятность резко увеличивается [2]

Вероятность обнаружить планету-гигант увеличивается с ростом массы родительской звезды [2]

Интересно, что на более легкие планеты, чья масса ближе к массе Урана и Нептуна (10-30 масс Земли), эта зависимость не распространяется. нептуны одинаково часто встречаются как у легких, так и более массивных звезд, у звезд как с высоким, так и с низким содержанием тяжелых элементов. Согласно последним данным Женевской группы (это один из старейших научных коллективов, занятых поиском экзопланет, именно они открыли первую планету у нормальной звезды 51 Пегаса b), частота наличия сравнительно маломассивных планет (чья масса ниже 50 масс Земли) у солнцеподобных звезд составляет 39-58% (точнее пока сказать нельзя из-за недостаточной статистики). Даже у звезд красных карликов, рядом с которыми планеты-гиганты встречаются редко, доля имеющих маломассивные планеты достигает 15-30%.
Говоря короче, можно с уверенностью сказать, что планетные системы - очень распространенное явление в мире звезд.

Распределение планет по массам
Как часто встречаются планеты разных масс? Каких планет больше - массивных газовых, как наши Юпитер и Сатурн, или маломассивных твердых, подобных Земле и Венере?
Ответ на этот вопрос не столь очевиден. В первое десятилетие активных поисков экзопланет ученые открывали в основном планеты-гиганты, чья масса была близка или даже в несколько раз превышала массу Юпитера. Могло сложиться впечатление (и у некоторых людей оно сложилось), что планетные системы у других звезд сложены в основном газовыми планетами-гигантами, что планеты земного типа - редкость, результат уникального стечения обстоятельств. Однако это мнение совершенно неверно. Между массой планеты и вероятностью ее обнаружить существует обратная зависимость. Проще говоря, чем массивнее экзопланеты - тем реже они встречаются. Легких экзопланет гораздо больше, чем массивных.

Зависимость количества открытых планет от их массы. С уменьшением масс планет количество планет увеличивается (левая диаграмма). На правой диаграмме видно, что большинство открытых к настоящему моменту планет имеют массу, близкую к массе Юпитера [2]

Проблема состоит в том, что легкие планеты гораздо труднее обнаружить, чем массивные. Основной метод, с помощью которого обнаруживают экзопланеты - это метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Суть этого метода заключается в том, что, строго говоря, не планеты вращаются вокруг своей звезды, а и звезда, и планеты вращаются вокруг общего центра масс. Регулярное "покачивание" звезды около центра масс системы приводит к небольшому смещению линий в ее спектре, которое можно обнаружить с помощью высокоточных спектрографов. Главная сложность состоит в малой величине "наведенной" скорости. Так, Юпитер заставляет Солнце колебаться вокруг центра масс системы "Солнце+Юпитер" со скоростью около 13 метров в секунду. Близкие к звезде "горячие юпитеры" движутся быстрее и наводят на звезду несколько большую скорость, порядка 50-100 м/сек. Однако легкие планеты влияют на свою звезду гораздо слабее. Так, планета с массой Нептуна, вращающаяся вокруг солнцеподобной звезды на расстоянии 0.1 а.е., приведет к колебаниям ее лучевой скорости на 4.8 м/сек, а та же планета, расположенная на расстоянии орбиты Земли - всего на 1.5 м/сек. При этом лишь несколько спектрографов в мире достигают точности измерения лучевой скорости звезды, близкой к 1 м/сек. Легкие планеты, подобные Земле, пока вообще не доступны для обнаружения современными методами!

Массы известных внесолнечных планет и большие полуоси их орбит. Синими треугольниками показаны транзитные экзопланеты, зелеными - планеты, открытые методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, красными кружками - планеты, открытые методом микролинзирования, белыми квадратами - планеты Солнечной системы Юпитер, Сатурн и Земля. Пунктирными линиями показаны амплитуды лучевой скорости звезды, наводимые планетами. Видно, что Земля находится гораздо ниже порога обнаружения (наводимая ею лучевая скорость Солнца составляет всего 9 см/сек)

Несмотря на эти трудности, в последние годы была открыта пара десятков планет, чья масса оказалась меньше 10 масс Земли (так называемые суперземли). Тот факт, что, несмотря на большие проблемы, маломассивные планеты все-таки обнаруживаются в солнечных окрестностях, говорит об их широкой распространенности. Численное моделирование процесса планетообразования также предсказывает большое количество маломассивных планет.
Еще одним свидетельством в пользу распространенности небольших планет являются предварительные результаты работы космического телескопа Кеплер, который ищет внесолнечные планеты методом транзитов. Согласно данным Кеплера, частота встречаемости транзитных суперземель (радиус планеты менее 2 радиусов Земли) примерно в 2.5 раза превышает аналогичную величину для транзитных планет-гигантов (радиус 6-14 радиусов Земли). Частота встречаемости нептунов (2-6 радиусов Земли) занимает промежуточное положение.

Распределение внесолнечных планет по периодам. Как далеко от своих звезд вращаются внесолнечные планеты?
Если отвечать на этот вопрос коротко, то ответ будет такой: планету можно встретить на ЛЮБОМ расстоянии от своей звезды. В настоящее время известны планеты, чей орбитальный период (фактически, год) оказывается меньше земных суток, а расстояние между планетой и звездой не превышает несколько звездных радиусов! Это WASP-19 b, горячий гигант, делающий один оборот вокруг своей звезды за 18 часов 56 минут, горячая суперземля CoRoT-7 b, чей орбитальный период равен 20 часам 30 минутам, и WASP-18 b, чей год оказывается близок к 22 часам 35 минутам. С другой стороны, известны планеты, чей орбитальный период превышает 10 лет (мю Жертвенника c, 55 Рака d, 47 Большой Медведицы d). Нет никаких сомнений, что множество долгопериодических планет еще не открыто.
Если рассматривать ситуацию более подробно, то можно обнаружить некоторые любопытные особенности. Так, существует значительная популяция планет, чей орбитальный период близок к 2-3 суткам. Горячих планет с меньшими и большими периодами в несколько раз меньше, хотя они тоже встречаются.
Можно задать вопрос - а откуда вообще берутся горячие гиганты?
Образоваться там, где их находят - в близких окрестностях своей звезды - они не могут, им просто не хватит для этого "строительного материала". В настоящее время считается, что планеты-гиганты формируются за так называемой "снеговой линией" - т.е. в тех областях протопланетного диска, где уже достаточно холодно для того, чтобы водяной пар сконденсировался в ледяные пылинки, - а потом мигрируют вглубь, на более тесные орбиты, за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. В Солнечной системе "снеговая линия" расположена примерно на расстоянии 3 а.е. от Солнца, т.е. в поясе астероидов. Если процесс миграции идет "до конца", то планета падает на свою звезду. Но, скорее всего, существует некий механизм, останавливающий миграцию как раз в районе 3-суточной орбиты.
Однако так глубоко внутрь системы мигрируют далеко не все планеты-гиганты. Часть планет мигрирует сравнительно недалеко от места своего образования, образуя многочисленную популяцию долгопериодических планет (сюда входит и наш Юпитер). Также открыто множество промежуточных случаев - планет-гигантов, вращающихся на расстоянии 0.5-2 а.е. от своей звезды (примерно на расстоянии земной орбиты). Если у таких планет есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Распределение орбит внесолнечных планет по эксцентриситетам
Планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца по орбитам, близким к круговым. Их эксцентриситет мал (менее 0.1, за исключением Меркурия, чей эксцентриситет равен 0.206). Тем удивительнее было обнаружить, что большинство внесолнечных планет вращаются по орбитам со значительным эксцентриситетом. Если расположить известные планеты на плоскости "большая полуось орбиты - эксцентриситет", то точки-планеты покроют эту плоскость примерно равномерно (с некоторым уменьшением количества планет в области самых высоких эксцентриситетов). Средний эксцентриситет внесолнечной планеты оказывается близок к 0.3.

Большие полуоси орбит и эксцентриситеты известных внесолнечных планет. Величина кружков пропорциональна массе планеты [3]

Это утверждение верно для достаточно удаленных планет (чей период превышает 6 суток). Орбиты планет с периодом меньше 6 суток скруглены приливными силами. Большинство известных горячих гигантов имеют нулевой эксцентриситет (хотя и тут есть исключения).
Вместе с тем уже известно несколько многопланетных систем, в которых все планеты вращаются примерно по круговым орбитам, аналогично планетам Солнечной системы. Это система HD 69830, включающая в себя 3 нептуна (самый дальний из которых находится в обитаемой зоне), HD 40307 (компактная система из трех горячих суперземель), знаменитая пятипланетная система 55 Рака (HD 75732), включающая в себя горячий нептун и четыре планеты-гиганта на разном расстоянии от своей звезды, 47 Большой Медведицы (3 гиганта далеко за пределами обитаемой зоны; причем внутри системы могут быть еще не открытые планеты земного типа), и т.д.
Важно отметить, что метод измерения лучевых скоростей родительских звезд (которым открыто большинство планет) регистрирует отклик звезды на свою планетную систему в целом, а не на каждую планету по отдельности. Если периоды планет сильно отличаются друг от друга, то влияние каждой планеты нетрудно выделить (на плавную синусоиду, вызванную дальней планетой, наложится быстрая "рябь", вызванная ближней). Однако если периоды планет оказываются соизмеримы (это называется орбитальным резонансом), например, относятся друг к другу как 1:2, то результирующее влияние на звезду двух планет на круговых орбитах становится трудноотличимо от влияния одной планеты на эксцентричной орбите! Более того, история открытий экзопланет знает несколько случаев, когда у звезды сначала открывалась планета на эксцентричной орбите, которая в дальнейшем, после тщательных многолетних наблюдений, оказывалась суперпозицией двух планет на более круговых орбитах. Поэтому вопрос с эксцентриситетами внесолнечных планет пока остается открытым.

Транзитные экзопланеты. Средняя плотность и состав экзопланет
Помимо метода измерения лучевых скоростей родительских звезд существует еще один мощный метод поиска экзопланет - так называемый транзитный метод. К настоящему моменту (июнь 2010 года) этим методом открыто около 90 экзопланет.
Метод наблюдения транзитов основан на том, что при наблюдении планетной системы "с ребра" планета, с точки зрения земного наблюдателя, может периодически проходить по диску своей звезды, незначительно (обычно на 1-2%) ослабляя ее блеск. Точные фотометрические наблюдения позволяют построить "кривую блеска" (график зависимости блеска звезды от времени) и найти период обращения планеты и ее радиус. Сочетание транзитного метода и метода измерения лучевых скоростей родительской звезды позволяет определить массу и радиус транзитной планеты, а значит - ее среднюю плотность и вторую космическую скорость (и, тем самым, оценить ее состав).
К недостаткам транзитного метода можно отнести низкую вероятность транзитной конфигурации. При углах наклона орбиты планеты, всего на 3-4 градуса отличающихся от 90 градусов, планета "пройдет" выше или ниже диска звезды, и транзитов не будет. Кроме того, вероятность транзитной конфигурации оказывается тем выше, чем ближе планета расположена к звезде, поэтому подавляющее большинство известных транзитных экзопланет находятся на тесных орбитах (ближе 0.1 а.е.)
Первое, что обращает на себя внимание при взгляде на транзитные экзопланеты - это огромное разнообразие их свойств. Подавляющее большинство известных транзитных планет - это горячие гиганты, однако при всем внешнем сходстве эти горячие гиганты оказываются очень разными. Среди них есть удивительные планеты как со средней плотностью, сравнимой с плотностью пенопласта (так, у горячего гиганта Kepler-7 b средняя плотность оценивается всего в 0.166 г/куб.см), так и с плотностью, превышающей плотность стали (средняя плотность XO-3 b и WASP-18 b близка в 8.7 г/куб.см). Большинство транзитных экзопланет имеет нулевой эксцентриситет из-за скругления орбит приливными силами, но среди них есть и такой уникум, как HD 80606 b, чей эксцентриситет достигает 0.9336!
Эффективные температуры известных транзитных экзопланет также лежат в широких пределах. Некоторые из них нагреты так сильно, что их поверхностная температура превышает температуру маломассивных звезд (так, температура горячего гиганта WASP-33 b оценивается в 2700К!). Другие гораздо прохладнее. Температура недавно открытого транзитного гиганта HAT-P-15 b, удаленного от своей звезды примерно на 0.1 а.е., оценивается в 900К, а температура самой удаленной от своей звезды транзитной планеты CoRoT-9 b - даже в 250-430К. Средняя температура транзитного горячего гиганта (так сказать, средняя температура по больнице) составляет примерно 1200К.
Сравнение масс и радиусов известных транзитных планет с модельными расчетами позволяет хотя бы грубо оценить состав этих планет. Большинство из них оказываются типичными газовыми гигантами, состоящими в основном из водорода и гелия с небольшой (5-10 масс Земли) примесью тяжелых элементов. Однако встречаются и исключения. Так, транзитный горячий сатурн HD 149026 b при общей массе в 114 масс Земли имеет массивное ядро из тяжелых элементов, чья масса оценивается в 65-80 масс Земли. При этом высокая плотность массивных планет-гигантов XO-3 b, WASP-18 b и им подобных объясняется не тем, что они состоят из железа или еще более тяжелых элементов, а сильным сжатием жидкого металлического водорода в их недрах.
Среди почти девяти десятков транзитных гигантов, чьи размеры близки или даже превышают размер Юпитера (1 радиус Юпитера равен 11.2 радиусам Земли) известны три транзитные планеты, чьи масса и радиус близки к массе и радиусу Нептуна. Это GJ 436 b (23 массы Земли, 4.9 радиуса Земли, средняя плотность 1.14 г/куб.см), HAT-P-11 b (26 масс Земли, 5 радиусов Земли, средняя плотность 1.17 г/куб.см) и Кеплер-4 b (24.5 масс Земли, 4 радиуса Земли, средняя плотность 2.25 г/куб.см). Состав и строение этих планет напоминает состав и строение малых гигантов Солнечной системы, Урана и Нептуна. Все эти планеты обладают крупным ядром из тяжелых элементов, а на долю водорода и гелия приходится не больше 15-20% их массы (у планеты Кеплер-4 b эта доля еще меньше - 4-6%).
Нас не должно смущать малое количество известных транзитных нептунов в сравнении с известными транзитными гигантами. Из-за существенно меньшего радиуса транзиты таких планет гораздо труднее обнаружить. Если транзит планеты, по размеру сравнимой с Юпитером, ослабляет блеск звезды примерно на 1%, то транзит планеты размером с Нептун ослабит его всего на 0.1%, что гораздо сложнее обнаружить во время наземных наблюдений. Недавно опубликованные предварительные результаты работы миссии Кеплер показывают большое количество транзитных планет, чей размер близок к размеру Нептуна и даже меньше его.
И наконец, среди известных транзитных планет есть еще две, чьи размеры и масса меньше даже размеров и массы Нептуна. Это транзитная суперземля CoRoT-7 b и планета GJ 1214 b - возможно, первый представитель гипотетического класса планет, не имеющих аналога в Солнечной системе и называемых океанидами.
Масса планеты CoRoT-7 b составляет всего 4.8 массы Земли. Ее радиус - 1.68 радиусов Земли, что приводит к средней плотности около 5.5 г/куб.см. Это говорит о том, что планета CoRoT-7 b сложена в основном каменными породами и железом, подобно Земле и Венере. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0172 а.е. (2.6 млн. км) и делает один оборот за 0.85359 земных суток (20 с половиной часов). Нет никаких сомнений в том, что она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной, как Луна к Земле. Скорее всего, ее дневное полушарие покрыто сплошными лавовыми морями.
Планета GJ 1214 b находится еще ближе к своей звезде - на расстоянии всего 0.014 а.е. (2.1 млн. км), но поскольку ее родительская звезда является тусклым красным карликом, чья светимость составляет всего 0.33% от светимости Солнца, она оказывается нагретой далеко не так сильно, как CoRoT-7 b. При массе 5.7 масс Земли ее радиус составляет 2.7 радиуса Земли, что приводит к средней плотности около 1.7 г/куб.см. Скорее всего, планета сложена в основном льдами, вокруг которых простирается протяженная и плотная атмосфера.

Спектральные наблюдения внесолнечных планет
Есть еще один исключительно мощный метод изучения свойств транзитных экзопланет - спектральный. Тщательные спектрометрические наблюдения транзитных планет, в принципе, позволяют определить состав атмосфер этих планет и их физические свойства. Поскольку ни в один телескоп невозможно разделить изображение звезды и ее транзитной планеты (планета оказывается слишком близка к своей звезде и "тонет" в ее лучах), астрономы идут на хитрость. Они получают спектр системы "звезда + планета" как во время транзита, когда планета проходит по диску своей звезды, так и во время "вторичного минимума", когда планета проходит ЗА звездой. Вычитая один спектр из другого, можно выделить слабый спектральный сигнал планетной атмосферы, точнее, той ее части, что тонкой каймой окружает черный диск планеты и насквозь просвечивается звездным светом. Понятно, что таким способом получают спектр атмосферы планеты на терминаторе, т.е. на границе дня и ночи.
Другой вариант этого же метода заключается в сравнении спектра системы "звезда + планета" как во время вторичного минимума (когда планета проходит за звездой, ее не видно, и в спектре системы остается чистый звездный спектр), так и непосредственно перед этим, когда к наблюдателю, помимо звезды, обращено дневное полушарие планеты. В этом случае, вычитая один спектр из другого, можно получить спектр дневного полушария транзитной экзопланеты в отраженных лучах.
Первые наблюдения такого рода были проведены для горячего гиганта HD 209458 b (неофициально еще называемого Осирисом). Сначала в атмосфере Осириса был обнаружен натрий (2001 год), потом кислород и углерод (2004 год), а еще позже - вода, метан и углекислый газ (2008 год).
Наблюдения глубины транзитов на разных длинах волн от ультрафиолета до дальнего ИК-диапазона позволяют оценить свойства атмосфер транзитных планет. Так, наблюдения транзита уже знакомого нам Осириса в линии атомарного водорода Лайман-альфа (1216 А) позволило обнаружить протяженную водородную корону вокруг этой планеты. Нагреваемая близкой звездой до 5-10 тыс.К, верхняя атмосфера Осириса медленно испаряется в межпланетное пространство, приводя к потере примерно 80-400 тыс. тонн в секунду. Цифры вроде бы солидные, но в масштабах целой планеты они оказываются незначительными - за все время своего существования (около 5 млрд. лет) Осирис потерял меньше 1% своей массы. Но для более нагретых планет, чем Осирис, этот механизм может приводить к существенной потере первоначальной массы.
Кроме, как у Осириса, тем же способом были открыты протяженные водородные короны у горячих гигантов WASP-12 b и HD 189733 b.
Интересно, что спектры разных горячих гигантов достаточно сильно отличаются друг от друга. Так, в спектре HD 189733 b (это ближайший к нам и оттого хорошо изученный транзитный горячий гигант), в отличие от Осириса, линии натрия и калия не были обнаружены. Собственно, в его спектре "на просвет" (т.е. сделанного во время транзита и вычтенного из спектра звезды) в интервале 550-1050 нм (Хаббл, 2006 год) вообще не было обнаружено никаких линий, что, возможно, объясняется наличием тонкой дымки в верхней атмосфере планеты. Однако в инфракрасном спектре этой планеты (1400-2500 нм, 2007 год) были найдены следы паров воды, метана и угарного газа.
Интересно, что в 2006-2007 годах на наземном 9-метровом телескопе HET был получен спектр HD 189733 b, в котором обнаружилась четкая и глубокая линия натрия (в 3 раза более глубокая, чем у Осириса). Тот факт, что Хаббл не обнаружил эту линию, а HET обнаружил, может говорить об изменении погоды на горячем гиганте: во время наблюдений на Хаббле высотная дымка была, а во время наблюдений планеты на HET ее не было.
Нет никаких сомнений в том, что спектрометрия внесолнечных планет делает только первые шаги, и в будущем нас ждет множество удивительных открытий, сделанных этим методом.

Эффект Росситера-МакЛафлина. В какую сторону вращаются транзитные планеты?
Если орбитальная плоскость транзитной планеты близка к экваториальной плоскости звезды, наблюдается любопытный спектральный эффект, называемый эффектом Росситера-МакЛафлина. Он заключается в том, что звезда вращается вокруг своей оси, и половина ее диска приближается к нам (и линии в спектре смещаются в синюю сторону), а половина диска - удаляется (и линии в спектре смещаются в красную сторону). Если транзитная планета вращается вокруг своей звезды в ту же сторону, сначала она зайдет на диск звезды с "синей" (приближающейся к нам) стороны, и общий спектр звезды слегка "покраснеет", а сойдет с диска звезды с "красной" стороны, и общий спектр звезды слегка "посинеет".
Однако некоторые транзитные экзопланеты (например, горячие гиганты HAT-P-7 b и WASP-17 b) демонстрируют аномальный эффект Росситера-МакЛафлина. Для них "все наоборот" - при вступлении планеты на диск звезды средняя лучевая скорость звезды не увеличивается, а уменьшается, звезда как бы слегка "синеет". Соответственно, при сходе планеты с диска средняя лучевая скорость звезды увеличивается, звезда "краснеет". Это говорит о том, что планета вращается вокруг звезды в сторону, противоположную направлению вращения звезды вокруг своей оси, т.е. находится на ретроградной орбите. Ничего подобного в Солнечной системе нет - все планеты от Меркурия до Плутона вращаются вокруг Солнца в ту же сторону, что и само Солнце.

Наблюдения вторичных минимумов транзитных экзопланет. Альбедо экзопланет
Вторичный минимум на кривой блеска системы "планета + звезда" возникает, когда диск планеты скрывается за диском родительской звезды. Понятно, что чем ярче планета, тем заметнее будет ослабление общего блеска системы, тем глубже вторичный минимум. Таким образом, измеряя глубину вторичного минимума в оптическом диапазоне, можно измерить альбедо экзопланет (т.е. долю отражаемого ими звездного света).
Больше десяти лет поиски вторичных минимумов в системах известных транзитных горячих гигантов были безрезультатны, получались только верхние пределы. И лишь с запуском космических телескопов COROT и Kepler, оснащенных специальными средствами для получения точной фотометрии выбранных звезд, ситуация изменилась - были обнаружены вторичные минимумы в системах CoRoT-1, CoRoT-2 и HAT-P-7. Альбедо транзитных горячих гигантов оказалось очень низким, на уровне нескольких процентов. Для сравнения, альбедо Юпитера и Сатурна близко к 50%, а альбедо Венеры - даже 70%. Причина, по которой горячие гиганты оказываются такими темными, пока неизвестна.
При наблюдении в инфракрасном диапазоне глубина вторичного минимума начинает зависеть от яркости собственного теплового излучения планеты. В этом случае по глубине вторичного минимума можно судить о температуре дневного полушария транзитной экзопланеты. Так была измерена температура нескольких транзитных горячих гигантов. Например, температура дневного полушария горячего сатурна HD 149026 b оказалась равной 1440 ± 150К (Спитцер, 2008 год).

Наблюдения фазовых кривых экзопланет. Температурные контрасты в атмосферах экзопланет
Любая планета, вращаясь вокруг своей звезды, будет поворачиваться к земному наблюдателю то дневной, то ночной стороной, т.е. будет демонстрировать смену фаз подобно фазам Луны. Конечно, ни в один телескоп мы пока не можем непосредственно увидеть эти фазы, но зато, регистрируя общий блеск системы "звезда + планета", можем измерить его слабые колебания, вызванные сменой фаз планеты. Обычно такие наблюдения проводят в инфракрасном диапазоне, поскольку там меньше контраст между планетой и звездой и влияние планеты на полный блеск системы легче обнаружить.
Впервые подобные наблюдения были проведены в 2006 году, когда космический инфракрасный телескоп им. Спитцера на волне 24 микрона измерил фазовую кривую нетранзитного горячего гиганта Upsilon Андромеды b. Оказалось, что контраст температур между дневным и ночным полушариями этой планеты достигает 1400К! Аналогичные измерения трех других горячих гигантов (51 Пегаса b, HD 209458 b и HD 179949 b) вообще не показали никаких фазовых различий - планеты оказались равномерно раскаленными со средней температурой около 1200К. Промежуточный случай демонстрирует планета HD 189733 b. Спитцер наблюдал эту систему на волне 8 мкм и обнаружил разницу температур между полушариями, близкую к 240°. Температура ночного полушария планеты была оценена в 973 ± 33К, температура дневного - в 1212 ± 11К, причем область максимальных температур (т.н. "горячее пятно") оказалось смещено относительно подзвездной точки.
Чем может быть вызвано такое различие? По всей видимости, такая картина возникает из-за разной скорости атмосферной циркуляции различных горячих гигантов. Если характерное время перемешивания атмосферы оказывается заметно больше времени высвечивания газом тепловой энергии, в подзвездной точке планеты образуется горячее пятно, а противоположное полушарие заметно остывает. При уменьшении времени перемешивания (и росте скорости ветра) температурный контраст между полушариями уменьшается, а горячее пятно оказывается сдуто сильными экваториальными ветрами из подзвездной точки в направлении вращения планеты. При дальнейшем усилении ветра горячее пятно размазывается вдоль экватора планеты в раскаленное экваториальное течение, а наиболее прохладными областями на планете оказываются зоны полюсов, где формируются постоянные вихри циклонического типа. В этом случае скорость ветра на экваторе может достигать 3-4 км/сек.
Еще одним интересным случаем построения фазовой кривой является наблюдение в конце 2008 года системы HD 80606 во время прохождения планетой HD 80606 b перицентра своей орбиты. Напомню, что HD 80606 b - планета-гигант, обладающая уникально высоким эксцентриситетом, чье расстояние до родительской звезды меняется от 0.03 а.е. в перицентре до 0.876 а.е. в апоцентре, а освещенность в ближайшей точке орбиты отличается от освещенности в дальней точке в 828 раз! Планета делает один оборот за 111.436 земных суток, ее масса близка к 4 массам Юпитера.
Наблюдения проводились на космическом инфракрасном телескопе им. Спитцера на волне 8 мкм непрерывно в течение 30 часов, начавшись за 20 часов до прохождения планетой перицентра и закончившись через 10 часов после него. В результате было зарегистрировано изменение яркости планеты, говорящее об увеличении температуры с 800 до 1500 Кельвинов за 6 часов. Это соответствует модели атмосферы, свободной от облаков, и говорит о низком альбедо HD 80606 b.

Непосредственные наблюдения экзопланет
Метод поиска внесолнечных планет путем измерения лучевых скоростей родительских звезд, при всей его эффективности, оказывается все же косвенным - планеты ищутся не непосредственно, а по их влиянию на родительскую звезду. Тем же недостатком обладает астрометрический метод, когда с целью поиска экзопланет регистрируются небольшие смещения звезды на небесной сфере. Внесолнечные планеты все же хочется "пощупать руками" - то есть получить их непосредственные изображения и спектры.
Первое открытие экзопланеты путем непосредственного получения ее изображения было сделано в ноябре 2008 года. Тогда сразу две группы исследователей объявили об открытии двух планетных систем у молодых звезд - Фомальгаута и HR 8799.
Фомальгаут, она же альфа Южной Рыбы - яркая и близкая молодая звезда. Она удалена от Солнца на 7.7 пк или 25 световых лет. Масса звезды оценивается в 2.06 солнечных масс, радиус - в 1.82 ± 0.06 радиусов Солнца, светимость в 16 раз превышает солнечную. Возраст Фомальгаута оценивается в 100-300 млн. лет.
Еще в 1984 году ИК-обсерваторией IRAS был обнаружен избыток инфракрасного излучения у этой звезды, который был объяснен наличием вокруг него обширного протопланетного пылевого диска. Пылевой диск Фомальгаута наклонен к лучу зрения примерно на 24 градуса. Он имеет форму тора и простирается от 133 а.е. до 158 а.е. от звезды. Резкий внутренний край диска говорил о наличии в нем массивной планеты, выметающей пылевые частицы из зоны своего "питания".
И вот, наконец, сравнение двух снимков, сделанных Хабблом в 2004 и 2006 годах, показало, что один из слабых объектов вблизи внутреннего края пылевого диска перемещается в пространстве вместе со звездой, и более того - совершает вокруг нее орбитальное движение! (Фомальгаут, будучи сравнительно близок к Солнцу, довольно быстро перемещается на фоне далеких звезд, что позволяет за несколько лет наблюдений отделить возможную планету от объектов заднего фона.)
По величине смещения, обнаруженного обсерваторией Хаббл, была построена приблизительная орбита планеты и определен ее орбитальный период, оказавшийся равным 877 годам.

Пылевой диск вокруг звезды Фомальгаут глазами космического телескопа им. Хаббла. На врезке показано смещение планеты, произошедшее с 2004 по 2006 годы [15]

Формально тепловой режим Фомальгаута b соответствует тепловому режиму Нептуна, но реально планета гораздо горячее, что естественно объясняется ее молодостью. Авторы открытия оценивают ее температуру в 400 К (+ 130°C ). Возможно, планета окружена протоспутниковым диском, в котором активно идет формирование спутников.
HR 8799 - еще одна молодая звезда, удаленная от Солнца на 39.4 пк. Ее масса в полтора, а светимость в 5 раз превышает массу и светимость Солнца. Возраст звезды оценивается в 30-160 млн. лет. Подобно, тому, как у Фомальгаута, ИК-обсерватория IRAS обнаружила рядом с ней пылевой диск с температурой около 50К, простирающийся на 75 а.е. от звезды.
Наблюдения в ближнем ИК-диапазоне на крупных наземных обсерваториях (им. Кека и Джемини) позволило обнаружить сразу три планеты у звезды HR 8799, удаленные от нее на 24, 38 и 68 а.е. соответственно. Все три планеты оказались массивными и горячими - их массы оказались равными 10, 10 и 7 масс Юпитера, а поверхностные температуры -1090, 1090 и 870К.
Уже в июне 2010 года было опубликовано сообщение об открытии еще одной планеты у близкой молодой звезды - Беты Живописца. Как и предыдущие звезды, Бета Живописца обладает протяженным (сотни а.е.) пылевым диском, обнаруженным спутником IRAS по его инфракрасному излучению. Масса Беты Живописца на 75% превышает массу Солнца, светимость звезды в 8.7 раза превышает солнечную. Эта система расположена к нам почти точно "с ребра", что позволяет непосредственно наблюдать асимметрию диска, вызванную присутствием молодой массивной планеты.
В 2003 году на снимках диска Беты Живописца, сделанных в инфракрасных лучах, был замечен тусклый точечный объект, удаленный от звезды примерно на 8 а.е. (в проекции на небесную сферу). Но было непонятно, что это такое - планета, вращающаяся вокруг Беты Живописца, или объект заднего фона? На снимках, сделанных в последующие годы, этого объекта не было. Но в конце 2009 года его снова удалось обнаружить - уже по другую сторону от звезды! Видимо, в 2004-2008 годах он подходил слишком близко к звезде и тонул в ее лучах.

Пылевой диск вокруг звезды Бета Живописца и наложенные на него снимки планеты, сделанные в 2003 и 2009 годах [16]

Пока о планете Бета Живописца b известно немного. Ее масса оценивается в 6-13 масс Юпитера (наиболее вероятное значение - 8 масс Юпитера), период обращения около 17 лет, большая полуось орбиты - 12 ± 4 а.е. В ближайшие годы планируется проследить ее орбитальное движение и более точно определить орбитальные параметры и физические характеристики.
Обращает на себя внимание тот факт, что все планеты, открытые непосредственно на снимках в видимом или инфракрасном диапазонах, вращаются вокруг очень молодых близких звезд и являются массивными и горячими. Именно поэтому их и смогли обнаружить! Пока чувствительности инфракрасных телескопов недостаточно для того, чтобы получать снимки старых остывших планет вроде наших Юпитера и Сатурна.

Что же дальше?
Какие перспективы открываются перед внесолнечной планетной астрономией? Что планируется сделать в ближайшее время?

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд
В ближайшие годы он по-прежнему будет играть основную роль в поисках внесолнечных планетных систем. Здесь поиск идет по всем фронтам. Так, Женевская группа продолжает программу ELODIE, начатую в 1994 году и направленную на поиск долгопериодических планет-гигантов, аналогичных Юпитеру и Сатурну. Из 320 звезд, наблюдаемых в рамках этой программы, около 40 демонстрируют дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе долгопериодической планеты. Аналогично, Калифорнийская группа продолжает наблюдения 585 звезд на обсерватории им. Кека, 95 из которых также демонстрируют дополнительный дрейф лучевой скорости. И наконец, в рамках Англо-Австралийской программы поиска планет продолжаются наблюдения 250 сравнительно ярких звезд южного неба, среди которых 30 также имеют рядом с собой долгопериодические планеты.
Кроме того, европейцы продолжают наблюдения 180 звезд красных карликов, расположенных не далее 12 пк от Солнца, с целью уточнения доли звезд малых масс, имеющих планеты, и поиска суперземель в обитаемой зоне этих звезд. От них не отстают американцы, наблюдающие около 1600 красных карликов в рамках расширенной программы M2K. Из-за своей малой массы М-карлики оказываются более удобными для поиска маломассивных планет (планета одной и той же массы вызовет более сильные колебания лучевой скорости маломассивной звезды, нежели звезды солнечной массы). Из-за низкой светимости этих звезд короткопериодические планеты, открываемые рядом с ними, попадают в обитаемую зону или оказываются близкими к ней, что открывает дополнительные возможности для поиска жизни на них.
Женевская группа продолжает поиски массивных планет у 300 звезд спектральных классов A и F, которые обычно исключаются из обзоров по причине отсутствия у них тонких и четких линий в спектре и быстрого осевого вращения.
Ведутся прицельные поиски планет, аналогичных Земле, у 10 специально отобранных близких и ярких звезд. Среди них - обе звезды Альфа Центавра, Тау Кита, Дельта Павлина, Дзета Тукана и 82 Эридана.

Транзитный метод
Здесь вне конкуренции оказывается американская орбитальная обсерватория им. Кеплера, ведущая точную фотометрию сотни тысяч звезд. Недавно были анонсированы предварительные результаты работы этой миссии за полгода - 706 планетных кандидатов, среди которых много сравнительно небольших (радиус меньше 3 радиусов Земли). После отсеивания ложных кандидатов и измерения массы транзитных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд количество известных транзитных планет может увеличиться сразу в несколько раз.
Продолжают работать наземные обзоры SuperWASP и HATNet, методично прочесывающие небо в поисках транзитных планет-гигантов. К настоящему времени открыто около 10% ожидаемого числа таких планет.
Также продолжает работу обзор MEath, предназначенный для поисков транзитных экзопланет у тусклых маломассивных звезд М-карликов. Первой ласточкой этого проекта стало открытие транзитной океаниды GJ 1214 b.

Фотографический метод
В ближайшие годы планируется начать поиски молодых массивных планет у нескольких сотен молодых звезд методом непосредственного получения их изображений в инфракрасном диапазоне. Этому будет посвящено несколько крупных проектов, среди них SPHERE Европейского Космического Агентства, GPI (поиск планет на телескопе Джемини), американский Project 1640 и другие. Ожидается, что эти проекты смогут помогут обнаружить около сотни молодых планетных систем.

Заканчивая этот краткий обзор, следует добавить, что в ближайшие десятилетия результаты исследований внесолнечных планетных систем послужат важным подспорьем в понимании механизмов образования и развития нашей Солнечной системы.
Более подробную и разнообразную информацию об экзопланетах на русском языке вы можете найти на сайте Планетные системы.

Автор выражает свою глубокую благодарность Бориславу Славолюбову за помощь в поиске и подготовке материалов.

Источники:

<- назад в: О научных задачах, проектах и перспективах

Диссипация

(от лат. dissipatio - рассеяние) Вообще, диссипацией называется процесс рассеивания чего-либо, например, энергии. В астрофизике диссипацией именуется явление улетучивания газов из атмосфер космических объектов... [далее]

Сайт разработан и поддерживается лабораторией 801 Института космических исследований Российской академии наук.
Подбор материалов - Н.Санько

Полное или частичное использование размещённых на сайте материалов
возможно только с обязательной ссылкой на сайт Секция Солнечная система Совета РАН по космосу.