АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 4, с. 330-336
УДК 523.4
ПОИСК ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ ПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИМ
МЕТОДОМ
© 2007 г. Л. В. Ксанфомалити
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 19.09.2006 г.
В качестве нового метода обнаружения у звезды планеты типа "горячего юпитера" предложена оптическая поляриметрия. Метод поляриметрического поиска опробован экспериментально, для чего были проведены необходимые астрономические наблюдения и их обработка. Полученные результаты позволяют с определенной осторожностью утверждать, что предложенный метод дает положительные результаты и может быть полезным как в поисках экзопланет, так и в уточнении их массы. Согласно полученным результатам, возможно, наблюдается касательный транзит планеты 51 Peg b. Тогда угол между плоскостью орбиты планеты 51 Peg b и направлением на наблюдателя должен быть небольшим, sin i ~ 1, и масса 51 Peg b должна быть близкой к 0.46 MJ (масс Юпитера).
PACS: 95.75.-z, 95.75.Hi, 95.75.Tv, 95.75. Wx, 95.15.Hy, 96.25.De, 97.82.-j, 97.82. Cp
ВВЕДЕНИЕ
Спектральный метод регистрации лучевых скоростей (МЛС) и метод транзитов остаются пока наиболее продуктивными инструментами поиска экзопланет (Santos и др., 2003; Burrows, 2005; Udry и др., 2003). Большие ожидания связаны с новыми космическими проектами поиска внесолнечных планет ("KEPLER", "GAIA", "DARWIN" и др.). Но пока все результаты получены только традиционным спектральным методом лучевых скоростей и в нескольких случаях - методом транзитов. Для своей реализации МЛС требует весьма сложной аппаратуры, позволяющей довести предел измеряемых лучевых скоростей до 3 и даже 1.5 м/с (Santos и др., 2003). Лишь немногие обсерватории обладают соответствующими техническими средствами. Неизбежная сложность измерительной техники определяется тем очевидным обстоятельством, что прямые поиски экзопланет оптическими методами невозможны, а о присутствии экзопланет исследователи судят по косвенным признакам, содержащимся в излучении "родительской" звезды (по периодическому смещению спектральных линий, см. обзор Ксанфомалити, 2000).
Автором был предложен новый метод получения признаков присутствия у звезды планеты типа "горячего юпитера": оптическая поляриметрия. В техническом отношении поляриметрия отличается разработанностью измерительных средств (авт. свид. Л.В. Ксанфомалити № 146070, 14.03.1961 г.; № 165914, 21.01.1963 г.; № 396601, 29.11.1971 г.). Метод поляриметрического поиска опробован экспериментально, для чего были проведены необходимые астрономические наблюдения. Полу-
ченным данным и результатам их обработки посвящена предлагаемая статья.
В качестве поискового метода поляриметрия удобна простотой измерений. Подобно спектральным признакам, поляризация света сохраняется в излучении звезды независимо от степени ослабления излучения, если только на луче зрения нет какой-либо рассеивающей среды. Что касается предположения о возможном влиянии экзопланет на периодические изменения поляризации света звезды, оно опирается на несколько следующих независимых явлений.
1. Приливные эффекты от "горячего юпитера" вызывают неоднородности в фотосфере звезды и могут создавать периодическую составляющую поляризации, синфазную периоду обращения экзопланеты (эффекты поляризации света в звездных атмосферах рассматривались неоднократно, например, Collins, Buerger, 1974).
2. Заметную периодическую поляризацию может дать рассеяние света в атмосфере экзопланеты и ее кометообразном хвосте при транзитах (поляризация при рассеянии света в атмосфере рассматривается в многочисленных работах, например, Соболев, 1972; Coffeen, Hansen, 1974). Проявление этого эффекта можно ожидать только в наблюдениях транзитов экзопланет или при таком положении орбиты экзопланеты, когда транзиты самой планеты не наблюдаются, но происходит сильное рассеяние света "вперед" в ее атмосфере или ее газопылевом кометообразном хвосте, касающемся диска звезды вблизи нижнего соединения. Иными словами, угол в между плоскостью орбиты планеты и направлением на наблюдателя не должен быть большим. Размеры кометообразного хвоста экзоплане-
Рис. 1. Схема разделения обыкновенного и необыкновенного лучей призмой Волластона.
ты HD 209458b, согласно работе Vidal-Madjar и др. (2003), превышают радиус звезды. Если исходить из этих оценок и радиуса 0.045 а. е. орбиты планеты HD 209458b, угол в может достигать 5°-8° и более.
3. Эффект Зеемана. Как указывалось в работе (Ксанфомалити, 2004), у экзопланет следует ожидать присутствие сильного магнитного поля. В случае транзитов, как у объекта HD 209458, при взаимодействии атмосферы экзопланет с магнитным полем звезды можно ожидать появления периодической составляющей в расщепленных линиях звезды (Angel, 1974). Регистрация этого эффекта достаточно сложна.
НАБЛЮДЕНИЯ
Автором были проведены систематические наблюдения четырех звезд, о которых заведомо известно, что они обладают планетами. Использовалась система измерения плоской (или "линейной") поляризации света, состоящая из призмы Волластона, сменных светофильтров и камеры STV с охлаждаемой ПЗС-матрицей. Следует напомнить, что призма Волластона разделяет входящий луч на обыкновенную и необыкновенную компоненты (рис. 1). Измерения в обеих компонентах выполняются ПЗС-матрицей одновременно, что значительно повышает точность результата.
Для наблюдений Обсерватория Стьюард любезно предоставила телескоп им. Койпера (система Риччи-Кретьена, D = 1.54 м, F = 20.8 м), установленный в филиале обсерватории Маунт-Бигелоу Аризонского университета, США (110°44'04"W, 32°24'59"N). ПЗС-поляриметр был установлен в
Рис. 2. Пример одного кадра, включающего 6 поляриметрических пар, полученных при наблюдении и And.
Положение первой пары выделено. Экспозиции
220 мс, интервалы между парами 100 мс.
главном фокусе телескопа. В период с 14 по 18 декабря 2003 г. систематически измерялась поляризация света выбранных звезд. Наблюдения проводились с синим фильтром СС5. Условия видимости в это время года исключили большую половину харвардского списка звезд с планетными системами. Исходя из условий видимости и доступной продолжительности наблюдений, автор отобрал 4 короткопериодические экзопланетные системы (с периодом Р « 3-4 сут): HD 46375, 51 Peg, и And и HD 209458 (табл. 1). Из них только HD 209458 обладает транзитами. В табл. 1 приведены основные данные для перечисленных звезд: значения параметра M sin i ( в единицах масс Юпитера Mj, кроме HD 209458, где sin i ~ 1), период, большая полуось орбиты и кеплеровская скорость звезды. Пример последовательности из шести поляриметрических пар измерений и And, выполненных с экспозицией 220 мс и с интервалами 100 мс, представлен на рис. 2. Такие кадры с объемом около 70 кбайт поступали в память камеры в автоматическом режиме каждые 2 с. Данные, накопленные в памяти, затем переносились в компьютер. (Следует обратить внимание на тот интересный факт, что спеклы в каждой паре на рис. 2 не полностью идентичны, как это можно было ожидать.)
Для выбора оптимальной экспозиции учитывались положение светила, метеорологические условия и возможности самой камеры STV. (Свойства камеры STV и метод наблюдений приведены в работе Ксанфомалити и др. (2002).) Максимальный
Таблица 1. Характеристики исследуемых звезд
Наименование M sin i, Mj Период, сут Большая полуось орбиты, а. е. Эксцентриситет V, м/с
HD 46375 0.25 3.024 0.04 0.04 34.5
51 Peg 0.46 4.231 0.05 0.01 54.99
и And 0.69 4.6171 0.059 0.012 70.2
HD 209458 0.67 3.525 0.05 0.11 86.52
доступный уровень кодирования составлял 11.5 разрядов. Всего удалось получить следующие объемы данных: 15.2 Мбайт в наблюдениях 51 Peg, 12.1 Мбайт в наблюдениях и And и 12.2 Мбайт в наблюдениях HD 209458. Данные для объекта HD 46375 в дальнейшем из обработки пришлось исключить, так как слабая звезда HD 46375 находится в близком окружении других таких же слабых объектов, поэтому было возможно ошибочное отождествление HD 46375.
Поскольку положение плоскости поляризации света звезды заранее неизвестно, измерения выполнялись в трех положениях призмы Волластона. Положения призмы различались на угол а = 45°. Поэтому, если свет состоит из неполяризованной Bn и поляризованной Bp компонент, и если принять, что в первом положении призма была установлена под углом ф к плоскости поляризации света, отсчеты в каждом из двух лучей при повороте призмы должны изменяться как
b = Bn/2 + Bpcos2(a + ф).
Из-за квадрата косинуса углы удваиваются, поэтому можно считать, что положения поляризатора различаются на 90°, и
b1 = Bn/2 + Bpsin0, b2 = Bn/2 + Bpsin(90° + 0), b3 = Bn/2 + Bpsin(180° + 0).
Различия в интенсивности в каждом из лучей определяются 90-градусным сдвигом фазы. Главной особенностью измерений была их одновременность, что обеспечивало точность результата. Для получения высокого отношения сигнал-шум был необходим большой объем наблюдательных данных.
ОБРАБОТКА НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ
Обработка данных должна была выявить различия в степени поляризации света звезды во время наблюдений в данную и последующие ночи, а окончательной целью обработки был поиск периодических изменений поляризации, коррелированных с известным периодом экзопланеты. Вначале с помощью программы CCD OPS, предназначенной для обработки данных, получаемых в формате камеры STV, выполнялись необходимые стандартные операции ("Flat Field" и уровень среднего фона). Итогом были изображения, подобные показанным на рис. 2, и соответствующие файлы данных.
Последующие операции были нетривиальными и требовали разработки сложных специальных программ. Эту часть работы выполнил А.С. Талызин. Обработка изображений в графических форматах является весьма трудоемкой задачей. Программа CCD OPS позволяет провести нужные расчеты, однако это сопряжено с вероят-
ностью появления значительных ошибок, так как значения измеряемых величин различаются мало. Необходима высокая точность обработки, которую не представляется возможным достичь при ручном варианте обработки. Первой проблемой при реализации автоматизированной обработки стала необходимость работы с графическим
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.