АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 9, с. 705-712
УДК 524.387-337
О ПРЕДЕЛЬНОМ РАЗМЕРЕ СТАЦИОНАРНОЙ КВАЗИЗАМКНУТОЙ ГАЗОВОЙ ОБОЛОЧКИ ГОРЯЧЕГО ЮПИТЕРА WASP-12b
2015 г. Д. В. Бисикало*, П. В. Кайгородов, Н. И. Константинова
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 07.04.2015 г.; принята в печать 10.04.2015 г.
Рассмотрен вопрос о возможности объяснения всей совокупности имеющихся для горячего юпитера WASP-12b наблюдательных данных в рамках модели стационарной квазизамкнутой несферической оболочки экзопланеты. Исследовано влияние вариаций параметров звездного ветра на размер и форму квазизамкнутой оболочки и определен ее максимальный размер, который может достигать величины Д<р ~ 0.17 (<р — орбитальная фаза планеты, отсчитываемая от положения главного минимума). Для того, чтобы затмение в УФ-области спектра начиналось на определенной с помощью телескопа им. Хаббла фазе ^ ~ 0.83, размер оболочки должен составлять Д^> ~ 0.12 или 21 Н,р1 (Кр1 — радиус планеты). Показано, что такой размер оболочки находится в очень хорошем согласии с теоретическими оценками, полученными в предположении, что параметры звездного ветра равны солнечным. К сожалению, этот вывод работы не является окончательным, так как сами имеющиеся наблюдения начинаются на фазе <р ~ 0.83, что не позволяет говорить о характере кривой блеска на более ранних фазах. Из представленного в работе анализа следует, что и в случае квазизамкнутой оболочки, и в случае открытой оболочки затмение в УФ-части спектра может начинаться на более ранних фазах — <р ~ 0.78 и <р ~ 0.7, соответственно. Для определения реального типа оболочки WASP-12b необходимо провести дополнительные наблюдения в УФ-области спектра, начиная с более ранней фазы относительно того значения, которое соответствует затмению квазизамкнутой оболочкой максимального размера, т.е. с <р < 0.78.
DOI: 10.7868/80004629915090017
1. ВВЕДЕНИЕ
"Горячие юпитеры" представляют собой экзопланеты, имеющие массу, сравнимую с массой Юпитера, и большую полуось орбиты, не превышающую 0.1 а.е. Близость этих объектов к звезде может приводить к известному в физике полуразделенных двойных звезд эффекту перетекания (см., например, обзор [1]) части вещества атмосферы планеты на звезду. Возможность истечения вещества из атмосферы горячих юпитеров через окрестности внутренней точки Лагранжа впервые отмечалась в работах [2—6]. Анализ параметров всех открытых к 2014 г. горячих юпитеров [7] показывает, что до трети таких планет обладают атмосферами, переполняющими их полости Роша. Важно также отметить, что небольшое расстояние планеты от звезды приводит к сверхзвуковому режиму обтекания планеты звездным ветром, и, как следствие, к формированию отошедшей ударной волны, за которой следует контактный разрыв —
E-mail: bisikalo@inasan.ru
граница, отделяющая вещество ветра от газа атмосферы [8].
В оболочках экзопланет, превышающих их полости Роша, неизбежно возникновение мощного истечения вещества от планеты к звезде через окрестность внутренней точки Лагранжа, что, в частности, приводит к существенной асимметрии оболочки. Проведенный в работах [5, 9—11] анализ показывает, что если динамического давления плазмы звездного ветра достаточно для того, чтобы остановить истечение из внутренней точки Лагранжа Ll, то в системе формируется замкнутая квазистационарная оболочка сложной формы. Если ветер не может остановить струю из L1, то в системе формируется незамкнутая (открытая) несферическая оболочка. В обоих типах оболочки струя вещества из L1 окружена отошедшей ударной волной.
Существование несферических оболочек, окруженных ударными волнами, находит подтверждение в наблюдениях горячих юпитеров с использованием телескопа им. Хаббла. Так, например, в
наблюдениях WASP-12b [12, 13] было обнаружено раннее — на фазе р ~ 0.92 — начало транзита в УФ-диапазоне спектра, тогда как оптическое затмение начинается на фазе р ~ 0.94 (орбитальная фаза планеты р отсчитывается от положения главного минимума). Одним из наиболее вероятных объяснений раннего затмения является поглощение УФ-излучения веществом за отошедшей ударной волной, окружающей несферическую квазизамкнутую оболочку WASP-12b [5, 14].
Проведенные в 2013 г. наблюдения WASP-12b [15] выявили еще более сложный характер поведения атмосферы этой планеты. Согласно этим данным, полученным с использованием спектрографа COS на Космическом телескопе им. Хаббла, раннего затмения на фазе вблизи р ~ 0.92 в УФ-области спектра не наблюдается. В то же время, начиная с фазы р ~ 0.83 (эта фаза на самом деле соответствует моменту начала наблюдений) было обнаружено существенное (более глубокое, чем оптическое), переменное по величине поглощение в ближней УФ-области спектра. Отметим, что в данных [13] также наблюдалось заметное поглощение УФ-излучения звезды начиная с фазы р ~ ~ 0.83. К сожалению, поведение кривой блеска на более ранних фазах неизвестно, так как в обеих работах [13, 15] момент начала наблюдений соответствовал именно этой фазе — р ~ 0.83. В момент выхода из затмения (на фазах р ~ 1.05) дополнительного поглощения в УФ-части спектра не зафиксировано.
Основной целью данной работы является исследование вопроса о возможности объяснения всей совокупности имеющихся для WASP-12b наблюдательных данных в рамках модели стационарной несферической оболочки. Для этого мы рассмотрели влияние вариаций параметров звездного ветра на размер и форму оболочки и определили максимальный возможный размер стационарной (квазизамкнутой) оболочки. Имеющийся набор наблюдательных данных не противоречит данной идее, так как зафиксированное понижение УФ-излучения звезды начинается на фазах, где еще возможно затмение ударной волной, окружающей стационарную оболочку. К сожалению, сами имеющиеся наблюдения начинаются на фазах, сравнимых с угловым размером стационарной оболочки, поэтому однозначно ответить на поставленный вопрос о типе оболочки экзопланеты WASP-12b по имеющимся данным невозможно. Действительно, если оболочка превосходит максимальный размер, определенный для стационарной конфигурации, то она будет открытой и может вызывать затмение на еще более ранних фазах. В этом случае структура течения будет совершенно иной, но затмение на наблюдаемых фазах р ~ 0.83 может объясняться
и подобной моделью. Опираясь на опыт моделирования аккреционных дисков в полуразделенных двойных звездах, мы также суммируем в статье основные детали картины течения для открытой (нестационарной) оболочки и обсуждаем возможную программу наблюдений, которая позволит определить, какой из типов оболочки реализуется в WASP-12b.
Статья организована следующим образом: в разделе 2 суммированы основные газодинамические особенности квазизамкнутой оболочки WASP-12b; в разделе 3 определены предельные размеры стационарной квазизамкнутой оболочки; в разделе 4 обсуждаются свойства открытой оболочки; в разделе 5 суммированы основные выводы работы.
2. ГАЗОДИНАМИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ КВАЗИЗАМКНУТОЙ ГАЗОВОЙ ОБОЛОЧКИ WASP-12b
Рассмотрим структуру течения в оболочке экзопланеты wASP-12b. WASP-12b представляет собой типичный транзитный горячий юпитер с радиусом Кр1 = 1.736 ± 0Ш2Куар [16], вращающийся вокруг звезды главной последовательности позднего F- (или раннего G-) спектрального класса на расстоянии 0.0229 а.е. с орбитальным периодом 1.09 сут [17].
В работе [5] показано, что вокруг WASP-12b возможно формирование несферической стационарной оболочки, заметно превышающей размеры ее полости Роша. Действительно, в данной системе расстояние от центра планеты до внутренней точки Лагранжа Ц составляет всего 1.8ЪКрг. Уровень экзобазы планеты, т.е. поверхности, где длина свободного пробега равна шкале высот атмосферы, находится за пределами полости Роша, причем степень переполнения полости Роша в WASP-12b превышает 13% [5, 7]. В подобной конфигурации следует ожидать появления двух мощных потоков вещества из окрестностей точек Лагранжа Ц иЬ2 с соответствующим изменением формы оболочки на несферическую.
Тип и свойства полученного решения, помимо свойств собственно атмосферы планеты, зависят главным образом от степени газодинамического влияния среды на атмосферу планеты, т.е. от плотности газа звездного ветра, скорости звездного ветра и собственной (орбитальной) скорости планеты в газе ветра. Если динамического давления звездного ветра достаточно, чтобы уравнять давление струи, то наиболее мощное истечение из точки L1 останавливается и формируется квазизамкнутая оболочка сложной формы [5, 6, 11].
Общая морфология течения для случая квазизамкнутой оболочки планеты WASP-12b показана
5.0 2.5 0
-2.5 -5.0 -7.54
-10.0
^ р (г/см3) -12-13-
-14-15-16-17-18-19-20 -21 -22
-10.0 -7.5
2.5 0 2.5 5.0 7.5 10.0
тР1
Рис. 1. Распределение плотности в оболочке экзопланеты. Показан срез оболочки в орбитальной плоскости системы. Светлыми линиями обозначены части эквипотенциалей Роша, проходящие через точки Ll и L2. Светлым кругом в центре показана планета.
на рис. 1, где приведено распределение плотности в оболочке экзопланеты. Детали используемой для проведения расчетов трехмерной численной модели изложены в [5, 6]. В приведенном решении (как и в работе [5]) параметры звездного ветра задавались равными параметрам солнечного ветра, на соответствующем расстоянии (примерно 3 К&) от звезды. Важно отметить, что течение собственно звездного ветра на данном расстоянии от звезды является дозвуковым с числом Маха М = 0.85. Однако при учете сверхзвукового орбитального движения планеты (М = 1.97) суммарная скорость планеты относительно звездного ветра оказывается сверхзвуковой с достаточно большим числом Маха М = 2.14.
Из представленного на рис. 1 распределения плотности видно, что окружающая планету оболочка имеет сложную, несферическую форму. Помимо собственно атмосферы, отчетливо видны два потока вещества в направлении точек Лагранжа Ц иЬ2, которые, согласно закону сохранения углового момента, отклоняются по и против хода движения планеты, соответственно. Динамическое давление газа звездного ветра останавливает истечение атмосферы и де
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.