УДК 524.386-87
ПОИСК ПЛАНЕТ ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД
© 2012 г. А. В. Тутуков1*, А. И. Богомазов2**
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия
2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 11.04.2012 г.; принята в печать 13.04.2012 г.
Приведен список затменных двойных звезд, которые могут обладать планетными системами. Отмечается, что поиск планетных систем в двойных звездах облегчается в случае затменных двойных звезд. Наличие затмений сильно увеличивает вероятность попадания наблюдателя в орбитальную плоскость системы, поскольку естественно ожидать, что протопланетные диски и планеты расположены в той же плоскости, либо близко от нее. Для обнаружения планет транзитным методом в системах из приведенного списка достаточна аппаратура, доступная широкому кругу профессиональных наблюдателей, а также любителям астрономии.
1. ВВЕДЕНИЕ
В 2011 г. по фотометрическим наблюдениям, проведенным орбитальным телескопом "Кеплер"1, впервые2 транзитным методом была открыта планета в затменно-переменной двойной звездной системе [3]. Эта двойная состоит из компонент с массами 0.69M© и 0.2M© с орбитальным периодом 41 день. Планета3 сравнима по размерам и массе с Сатурном, ее орбитальный период составляет 229 дней. Орбитальные плоскости всех трех тел совпадают в пределах 0.5°. Во время главного затмения (звезда А, более массивная, частично затмевается звездой Б) поток оптического излучения от системы падает на 13%. Во время вторичного затмения (звезда Б, менее массивная, полностью затмевается звездой А) поток падает на 1.6%. Кроме того, было обнаружено несколько "третичных" затмений, во время которых поток от системы падал на 1.7%. Эти затмения интерпретировались как прохождение третьего тела по диску звезды А.
E-mail: atutukov@inasan.ru E-mail: a78b@yandex.ru
'Орбитальный телескоп "Кеплер" постоянно следит за оптическим блеском приблизительно 155 тыс. звезд в поле зрения около 105 кв. град. в созвездиях Лебедя и Лиры (см., например, [1]).
2Несколько кандидатов в планеты были открыты в системах с полярами методом тайминга затмений (см., например, [2]).
3Планета получила название Кеплер-16; она находится в системе звезды номер 12644769 из каталога "Kepler Input Catalogue" [3].
Впоследствии были обнаружены также "четвертичные" затмения, во время которых поток от системы падал на 0.1%, что совпадало с затмениями третьим телом звезды Б. Третьим телом могла быть либо планета, либо звезда, затмевающая звезду А по касательной траектории. Решающий аргумент в пользу того, что третье тело — это планета, был получен методом тайминга затмений. Третье тело благодаря своему присутствию изменяет положение центра масс двойной звезды и вносит возмущения в параметры орбиты каждой из звезд. Величина гравитационного воздействия и, соответственно, изменения времени затмений зависят от массы третьего тела. Масса этого тела оказалась меньше массы Юпитера [3]. Также было проведено моделирование гравитационного взаимодействия всех трех тел, были обнаружены вариации параметров орбиты с характерной временной шкалой 40 лет. Изменение наклонения орбиты планеты по отношению к лучу зрения может составлять 0.2°, ввиду чего затмения центральных звезд планетой с Земли видны только 40% времени (усредненно на промежутках времени около 500 лет). В частности, в начале 2018 г. должны прекратиться прохождения планеты по диску звезды А (вновь они должны начаться приблизительно в 2042 г.), а прохождения планеты по диску звезды В уже прекращаются и должны прекратиться приблизительно на 35 лет в мае 2014 г. [3].
Исследование планетных систем около двойных звезд имеет очень большое значение для понимания процессов звездообразования и планетообра-зования и их связи (см., например, недавние работы
[4, 5]4), а также позволяет составить представление о структуре поверхности звездного диска и свойствах планетных атмосфер [ссылки между ссылками 5 и 6]. Поиск планет в затменных двойных системах представляется перспективным, поскольку затменность повышает вероятность попадания наблюдателя в плоскость орбиты потенциальных планет, хотя и не может гарантировать совпадение плоскости орбиты планеты и плоскости орбит звезд друг относительно друга в подобной паре5.
Цель данной работы — привести список затмен-ных переменных звезд для поиска связанных с ними планетных систем. Вероятность открытия планеты в подобной системе повышена по сравнению со случайно выбранной звездой, так как мы находимся в плоскости орбиты затменной двойной звезды. Существование планет в двойных системах, состоящих из звезд главной последовательности, подтверждено открытием планеты Кеплер-16, а совпадение плоскостей орбит звезд и планеты в этой системе дает надежду на то, что похожие двойные системы с планетами могут быть найдены среди других затменно-переменных звезд.
В работе [8, табл. 1 ] показано влияние планеты с размером и массой, равной размеру и массе Юпитера, на лучевую скорость и яркость (при затмениях) звезд различных масс. Из таблицы видно, что максимальное изменение блеска для звезд с массами, равными массе Солнца, составляет 0.01т, увеличиваясь до 1т при уменьшении масс затмеваемых звезд до 0.1М©. Карлики поздних спектральных классов, таким образом, являются наиболее удобными кандидатами для поиска планет транзитным методом.
Относительно недавно на одном из телескопов системы телескопов-роботов "Мастер" были проведены тестовые наблюдения с целью определить пригодность данной системы для поиска
4Физические вопросы образования планетных систем и философские вопросы развития цивилизаций в этих системах рассматривались еще в 80-х гг. прошлого века, например, в работе [6].
5См., например, работу [7], в которой рассмотрена возможная эволюция системы Кеплер-16, а также ссылки в этой работе. Планетная система, как и сама двойная звезда, могла возникнуть как из одного протозвездного диска, так и в результате динамического взаимодействия в родительском звездном скоплении. В последнем случае плоскость орбиты планеты необязательно окажется в плоскости
орбиты двойной звезды даже после длительной эволюции системы. Тем не менее в случае системы Кеплер-16 сценарий возникновения системы, состоящей из двух
звезд и, по крайней мере, одной планеты, из одного диска
предпочтителен [7]. В то же время необходимо помнить, что открытие именно такой системы может быть эффектом селекции, поскольку транзитным методом нельзя было бы найти планету около затменной двойной звезды, если плоскость ее орбиты существенно не совпадала бы с плоскостью орбиты двойной звездной системы.
экзопланет [9]. Наблюдалось прохождение планеты TгES-2 по диску родительской звезды, и было продемонстрировано, что система телескопов-роботов способна строить кривые блеска с точностью, по крайней мере, не хуже 0.005т. Следовательно, система, подобная системе "Мастер", способна открыть транзитным методом планету рядом со звездой, масса которой равна массе Солнца, и тем более около оранжевого или красного карлика при достаточной видимой яркости последнего.
Любители астрономии также могут принимать посильное участие в исследовании внесолнечных планет. Вплоть до настоящего времени открыть планету в системе другой звезды могли только профессиональные наблюдатели. В то же время уже открытые планетные системы могут оказаться доступными для дальнейшего изучения любителя-ми6. Наблюдения любителей могут быть важными, так как профессиональным наблюдателям нередко бывает достаточно трудно найти наблюдательное время для длительного непрерывного изучения одного объекта. Предлагаемый в нашей работе список затменных двойных звезд может быть использован, в том числе, и любителями астрономии для возможного открытия новых планет.
2. ВНЕСОЛНЕЧНЫЕ ПЛАНЕТЫ
2.1. Образование планетных систем
В настоящее время надежно установлено, что звезды образуются в результате коллапса газово-пылевых облаков, в ходе которого размеры последних уменьшаются в 107—108 раз. В силу сохранения углового момента вращение облаков в ходе коллапса ускоряется, достигая, как правило, критического. Это обеспечивает кратность большинства наблюдаемых звезд [12]. Изучение молодых тесных двойных звезд установило, что большая полуось наиболее тесных из них ограничена нижним пределом а/К© > б(М1/М©)1/3), где М1 — масса первичной компоненты [12]. Эта величина большой полуоси отвечает удельному моменту I и 2 х 1018((М1 + М2)/М©]2/3 см2с_1. Оценки показали, что удельный угловой момент одиночных звезд главной последовательности, вращающихся со скоростью, меньшей критической, не превышает 2 х 1017М/М©. Очевидно, что протозвезды с удельными угловыми моментами, меньшими моментов самых тесных молодых двойных звезд, но большими удельных моментов одиночных молодых
6Любители астрономии могут как непосредственно наблюдать прохождения экзопланет по дискам наблюдаемых ими светил [10], так и принимать участие в обработке кривых блеска, полученных профессиональными наблюдателями [11].
звезд (со скоростями вращения, меньшими критических для них), должны превращаться в звезды с планетными системами [8]. Известное эмпирическое распределение двойных звезд по большим полуосям их орбит сШ = 0.2С ^(а/Е&) [12] и, следовательно, по удельным угловым моментам йЫ = = 0.4С ^ I позволяет установить, что до 30%—40% всех одиночных звезд солнечного типа могут обладать планетами [8].
Около половины молодых звезд оказались имеющими вокруг себя пылевые диски [13]. Эти звезды могут со временем иметь и планетные системы вокруг себя за счет коагуляции пыли. Важно, что 5 кандидатов в планеты найдены в тесных двойных звездах [14]. Это означает, что наличие звездного спутника не препятствует образованию планетной системы около звезды. В последнее время стало ясно, что планеты могут возникать и в ходе эволюции тесных двойных звезд [4, 15]. Наличие аккреционно-декреционного диска в этих системах обеспечивается, как обычно, избытком углового момента [16]. Однако эволюция этого диска при наличии вращающего компонента остается пока неизуче
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.