АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2010, том 44, № 2, с. 108-116
УДК 523.4
НАДТЕПЛОВОЙ ВОДОРОД В ПРОТЯЖЕННОЙ ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЕ ЭКЗОПЛАНЕТЫ HD 209458Ь ЗА СЧЕТ ДИССОЦИАЦИИ МОЛЕКУЛЯРНОГО ВОДОРОДА
© 2010 г. В. И. Шематович
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 29.09.2009 г.
Процессы диссоциации и ионизации молекулярного водорода жестким ультрафиолетовым излучением родительской звезды сопровождаются образованием атомов водорода с избытком кинетической энергии и являются важным источником надтепловых атомов водорода в верхней атмосфере Ыб 209458Ь. Данные процессы детально не исследовались в современных аэрономических моделях, так как полагалось, что происходит быстрая локальная термализация горячих атомов водорода в упругих столкновениях с окружающим газом. Однако детальные расчеты кинетики и переноса над-тепловых атомов водорода на молекулярном уровне не проводились, так как для такого исследования требуется решение кинетического уравнения Больцмана для надтепловых атомов водорода. В данной работе оценивается вклад процессов диссоциации молекулярного водорода звездным УФ-излучением и сопутствующим потоком фотоэлектронов в образование фракции надтеплового атомарного водорода в переходной Н2 —»- Н области и формирование соответствующего потока убегания из протяженной верхней атмосферы экзопланеты ИБ 209458Ь. Рассчитаны скорость образования и энергетический спектр атомов водорода, образующихся с избытком кинетической энергии при диссоциации Н2. При помощи численной стохастической модели горячей планетной короны (Шематович, 2004) исследованы на молекулярном уровне кинетика и перенос надтепловых атомов водорода в протяженной верхней атмосфере и рассчитан поток убегания. Поток убегания оценен величиной 3.4 х 1012 см-2 с-1 для умеренного уровня звездной активности в УФ-излучении, что приводит к скорости потери атмосферы за счет процессов диссоциации Н2, равной 3.4 х 109 г с-1. Данные оценки близки к оценке ~1010 г с-1 скорости потери атмосферы Ыб 209458Ь, полученной из наблюдений.
PACS: 95.12.-a, 95.12.-e, 95.15.-g, 95.15.Bc, 95.75.Wx, 96.15.Gh, 96.15.Hy, 96.15.Kc, 96.15.Wx, 96.25.De, 97.82.j, 97.82.Fs, 97.82.Cp
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время открыто более 350 внесол-нечных планет, причем почти 40% из них находятся на орбитах с главной полуосью менее чем 0.1 а. е. (Schneider, 2006; http://exoplanet.eu). Большинство из недавно открытых планет обладают относительно большими массами и сходны с Юпитером и Сатурном в нашей Солнечной системе и обычно называются внесолнечными планетами-гигантами (ВПГ). Близость к родительской звезде приводит к воздействию интенсивных потоков плазмы и излучения от звезды. Соответственно, поглощение энергии данных внешних воздействий верхними атмосферами ВПГ может сильно нагревать атмосферы и вызывать существенные химические изменения состава. В особенности важно, что высокие температуры в верхних атмосферах ВПГ могут приводить к потокам убегания, достаточно высоким для изменения эволюционного статуса планеты.
Прямые наблюдения атмосфер ВПГ редки из-за трудности выделения планетного сигнала из близ-
лежащего и значительно более яркого звездного сигнала. Тем не менее у некоторых ВПГ плоскость орбиты лежит на луче зрения с Земли, что позволяет изучать атмосферу планеты посредством измерения поглощения излучения звезды при транзите - прохождении планеты перед диском звезды. Первые наблюдения (Charbonneau и др., 2000; Henry и др., 2000) транзита экзопланеты HD 209458b показали ослабление в 1% светимости звезды, что подтвердило газовую природу внесолнечных планет-гигантов. Использование данной техники наблюдений позволило исследовать состав и структуру верхних атмосфер экзопланет-транзитов. В работе Charbon-neau и др. (2002) были сообщены первые результаты такого рода наблюдений: обнаружение поглощения ~10-4 резонансной D-линии Na (589 нм) в атмосфере HD 209458b. Далее, Tinetti и др. (2007) наблюдали транзит экзопланеты HD 189733b и открыли, что поглощение парами воды является возможной причиной зависимых от длины волны вариаций эффективного радиуса планеты в ИК-излучении на длинах волн 3.6, 5.8 и 8 мкм. Отметим, что наиболее
интересные результаты были получены в наблюдениях в УФ-диапазоне (Vidal-Madjar и др., 2003). Наблюдались достаточно сильные ослабления излучения звезды HD 209458: (а) в линии Лайман-a атомарного водорода H I 121.6 нм от 5% до 15% в зависимости от спектрального разрешения (Vidal-Madjar и др., 2003; 2004; 2008; Ben-Jaffel 2007; Ehrenreich и др., 2008); (б) в линиях атомарного кислорода 130.5 нм и однократно ионизованного углерода 133.5 нм — 13% и 7% соответственно (Vidal-Madjar и др., 2004). Оказалось, что ослабление излучения атмосферой планеты в данных УФ-линиях выше, чем ослабление собственно планетой, что является свидетельством существования протяженной верхней атмосферы у экзопланеты HD 209458b. Действительно, так как планета HD 209458b ослабляет лишь около 1.5% излучения звезды в видимой части спектра (Ballester и др., 2007), то из перечисленных выше наблюдений в УФ-диапазоне следует, что планета окружена облаком из атомарного водорода, занимающим область вплоть до около 3.3 планетных радиуса (Rp). Радиус сферы Хилла для HD 209458b, определяющей область доминирования гравитационного притяжения планеты над гравитационным притяжением центральной звезды, равен 4.08 Rp, следовательно, протяженная верхняя атмосфера экзопланеты сравнима с данной областью. Атмосферные атомы и молекулы, достигая сферы Хилла, могут покидать планету, следовательно, в данной протяженной атмосфере могут образовываться существенные потоки убегания.
Более того, в наблюдениях Vidal-Madjar и др. (2003) было измерено поглощение в крыльях линии Лайман-a, соответствующее скоростям порядка 100 км с-1 как в направлении звезды, так и от звезды. Наличие атомов водорода с такими скоростями, значительно превышающими скорость убегания из атмосферы планеты, было интерпретировано авторами наблюдений как прямое измерение убегающих частиц, а сама атмосфера рассматривалась как испаряющаяся атмосфера (Vidal-Madjar и др., 2003; 2008; Lecavelier des Etangs и др., 2004). В работе (Ballester и др., 2007) приведены результаты наблюдений HD 209458b при помощи камеры STIS на ИСЗ Hubble Space Telescope (HST) в широком диапазоне УФ- и видимого излучения, в которых была открыта новая особенность поглощения излучения звезды атмосферой планеты, простирающаяся от длины волны 365 нм до 390 нм. Авторы интерпретировали данную особенность как поглощение атомарным водородом в континууме Бальмера, указывающее на присутствие горячих (надтепловых) атомов водорода в верхней атмосфере экзопланеты HD 209458b.
Для интерпретации результатов приведенных выше наблюдений были разработаны аэрономиче-ские модели физических и химических процессов в верхних атмосферах внесолнечных планет-гиган-
тов (Yelle, 2004; 2006; Garcia Munoz, 2007; Penz и др., 2008; Yelle и др., 2008). На основе результатов наблюдений и аэрономических моделей были выдвинуты различные предположения о состоянии и эволюции протяженной верхней атмосферы экзопланеты HD 209458b. В частности, можно отметить следующие интерпретации:
— Испаряющаяся верхняя атмосфера. Близость планеты-транзита HD 209458b к родительской звезде (0.045 а. е.) приводит к сильной инсоляции ее верхней атмосферы звездным УФ-излучением. Такой мощный приток энергии вызывает нагрев водородной верхней атмосферы до температур порядка 104 К, и ее атмосфера расширяется до пределов сферы Хилла (или полости Роша) и образуются большие потоки убегания, т.е. атмосфера становится испаряющейся (Vidal-Madjar и др., 2003; 2008; Lammer и др., 2003; Lecavelier des Etangs и др., 2004). Соответственно, большая пространственная протяженность атмосферы и приводит к наблюдаемому значительному ослаблению звездной линии Лайман-а. Возможные скорости потери атмосферы оцениваются величиной порядка 1010 г с-1 (Ehrenreich и др., 2008);
— Перезарядка плазмы звездного ветра в нейтральной короне планеты. Измеренное поглощение излучения Лайман-а может быть также объяснено как результат воздействия плазмы звездного ветра на корону планеты. Тогда протоны звездного ветра являются источником наблюдавшихся нейтральных атомов водорода с высокими энергиями (Holmström и др., 2008; Ekenback и др., 2009).
В настоящее время активно обсуждаются данные и другие возможные гипотезы образования и эволюционного статуса протяженной верхней атмосферы HD 209458b, однако полная ясность в данном вопросе еще не достигнута, и требуются дальнейшие наблюдения атмосферы планеты-транзита HD 209458b.
Одним из возможных важных источников над-тепловых атомов водорода в верхней атмосфере HD 209458b являются процессы диссоциации и ионизации молекулярного водорода жестким УФ-из-лучением звезды, сопровождающиеся образованием атомов водорода с избытком кинетической энергии. Данные процессы детально не исследовались в перечисленных выше аэрономических моделях, так как в них полагалось, что происходит быстрая локальная термализация горячих атомов водорода в упругих столкновениях с окружающим газом. Однако детальные расчеты кинетики и переноса над-тепловых атомов водорода на молекулярном уровне не проводились (Yelle и др., 2008), так как для такого исследования требуется решение кинетического уравнения Больцмана (Shematovich, 2007; Johnson и др., 2008). Соответственно, в данной работе оценивается вклад процессов диссоциации молекулярного водорода УФ-излучением центральной звезды и
о о
3 PQ
/ -----H+
/ ............He
-/ ^ \ —H2
~ \ " / H • • . \
/ /\ 1 1 mill 1 1 1 1 Mill 1 1 1 mill 1 1 1 mill \h.i 1 iiiiil4^, 1 1.
106
107 108 109 1010 Плотность, см-3
1011 10
12
т о с
В
1
Температура, эВ
Рис. 1. Состав (верхняя панель) и температура (нижняя панель) в переходной H2 —► H области верхней атмосферы экзопланеты HD 209458b согласно аэро-номической модели (Yelle, 2004).
сопутствующим потоком фотоэлектронов в образование фракции надтеплового атомарного водорода в переходной Н2 —► Н области и формирование соответствующего потока убегания из протяженной верх
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.