АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 3, с. 201-205
УДК 523.4
ПОЛЯРИМЕТРИЯ ЭКЗОПЛАНЕТНОЙ СИСТЕМЫ 51 Peg © 2013 г. К. А. Антонюк1, 2, Д. Н. Шаховской1, Л. В. Ксанфомалити2
1Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина 2Институт космических исследований РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 06.11.2012 г.
Представлены результаты двухгодичного поляриметрического BVRI-мониторинга экзопланетной системы 51 Peg. Показано отсутствие периодической переменности (с фазой экзопланеты) линейной поляризации с амплитудой более 0.04% в полосах R, I. Среднее значение одного из параметров Стокса статистически значимо, отлично от нуля и составляет 0.017 ± 0.004% при усреднении по всем полосам B, V, R, I. Ненулевое значение средней поляризации может быть результатом рассеяния света околозвездным тором, образовавшимся в результате потерь массы "горячим юпитером" 51 Peg b.
DOI: 10.7868/S0320930X13030018
ВВЕДЕНИЕ
Благодаря особому расположению орбит некоторых внесолнечных планет относительно наземного наблюдателя, удается наблюдать их транзиты (прохождения по диску звезды), а изучение транзитов позволяет получить фундаментальные сведения как о самих планетах, так и об их родительских звездах. Ряд важных характеристик эк-зопланет, прежде всего их радиусы и свойства атмосфер, удается исследовать только с помощью транзитов.
Открытие в 2000 г. транзитов экзопланеты HD 209458b (Charbonneau и др., 2000) стимулировало активные поиски других аналогичных объектов. В течение 4—5 лет после открытия система HD 209458 оставалась единственной относительно близкой системой такого рода, несмотря на тщательные поиски других объектов. Учитывая произвольное положение плоскости их орбит, Charbonneau (2003) называл величину 1/1300 как вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами. Когда был снижен ожидаемый эффект ослабления света звезды при прохождении планеты по диску звезды почти на порядок, до 0.2—0.3%, были обнаружены еще несколько экзопланет, которые в 2004— 2005 гг. пополнили список транзитов. Рекордное 3%-ное ослабления света при транзитах имеет система HD189733, найденная в 2005—2006 гг. На октябрь 2012 г. известно 230 транзитных экзопланет, найденных "классическими" методами, и почти 1000 кандидатов в экзопланеты, обнаруженных в проекте Kepler.
Основные "классические" методы (метод лучевых скоростей и транзиты) сложны и трудоем-
ки. В работе (Ксанфомалити, 2007) был предложен метод поиска экзопланет с "почти" транзитными орбитами с помощью поляриметрии, поскольку заметную периодическую поляризацию может дать рассеяние света в атмосфере низкоорбитальной экзопланеты и ее кометообразном хвосте. Поляризация при рассеянии света в атмосфере небесных тел 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. Если бы у экзопланеты без транзитов такой эффект рассеяния света в кометообразном хвосте удалось обнаружить, можно было бы утверждать, что угол между плоскостью орбиты планеты и направлением на наблюдателя мал и, следовательно, масса экзопланеты Msini, известная с точностью до sin i, фактически и составляет M. Можно также предположить, что наблюдения в УФ-диапазоне могут обнаружить транзиты хвоста экзопланеты фотометрически. УФ-диапазон намного чувствительнее к транзитам хвоста. Но наряду с "газо-пылевым хвостом" возможно и другое объяснение: периодическую составляющую поляризации могут создавать также приливные эффекты в фотосфере звезды, синфазные обращению экзопланеты.
Пробные поляриметрические наблюдения были выполнены в декабре 2003 г. на телескопе им. Койпера, в обсерватории Стьюарда, филиале
202
АНТОНЮК и др.
¡5? 0
£
£
о 0.1 0.2
0.2 0.2
50
100 400 JD2450000+
450
500
550
Рис. 1. Зависимость нормированных параметров Стокса Рх, Ру в полосе Я от времени (по горизонтали — юлианские дни) за два сезона наблюдений.
обсерватории Маунт-Бигелоу Аризонского университета, США (Ксанфомалити, 2007). ПЗС-по-ляриметр был установлен в главном фокусе телескопа. В период с 14 по 18 декабря 2003 г. систематически измерялась поляризация ряда выбранных звезд, исходя из условий видимости и доступной продолжительности наблюдений, в том числе 51 Peg. Полученные результаты охватывали только один орбитальный период 51 Peg b, а наблюдения проводились в период муссонов. Поэтому с осторожностью отмечалось, что экспериментальные точки кривой поляризации 51 Peg удовлетворительно ложатся на кривую обращения планеты. Но серьезным источником ошибок могли быть переменные метеорологические условия в процессе наблюдений, выражающиеся как в возможном наличии циррусов (их присутствие трудно определить в безлунную ночь), так и в различиях в прозрачности атмосферы, определяемых разными зенитными расстояниями. Поэтому автор указывал, что результаты требуют серьезного подтверждения путем проведения новых наблюдений, чтобы охватить несколько полных орбитальных периодов экзопланеты 51 Peg b. Именно такие наблюдения проведены в рамках предлагаемой работы.
НАБЛЮДЕНИЯ
Были выполнены наблюдения за 72 ночи, в 2009 и 2010 гг. на 1.25-м телескопе АЗТ-11 в КрАО с помощью UBVRI-фотометра-поляриметра. В поляриметре (Бердюгин, Шаховской, 1993) ис-
пользуется пластина Савара как поляризационный анализатор; пятикомпонентная ахроматическая полуволновая фазовая пластинка, вращающаяся с шагом 22.5 градуса, установленная перед анализатором, и механический модулятор, перебрасывающий поочередно, с частотой 25 Гц, обыкновенный и необыкновенный лучи анализатора на пять ФЭУ, с делением пучка на спектральные полосы с помощью дихроичных фильтров.
Учет инструментальной поляризации проводился ежемесячно, по наблюдениям стандартных звезд с малой и большой поляризацией. Характерная ошибка определения инструментальной поляризации составляла около 0.015%.
Результаты наблюдений в полосе Я приведены на рис. 1, данные для остальных полос качественно не отличаются. Представлена полоса Я, поскольку в ней достигнута наилучшая точность. Наблюдения в фильтре и не использовались при анализе, поскольку ошибки определения параметров Стокса в этой полосе, определяемые фотонным шумом, в несколько раз превышают ошибки для остальных полос. Данные рис. 1 охватывают весь период наблюдений.
Поиск периодической переменности проводился отдельно для параметров нормированных параметров Стокса.
Рх = Р еоБ(0) Ру = Р б1п(Э),
где Р — степень линейной поляризации, © — ее позиционный угол.
ПОЛЯРИМЕТРИЯ ЭКЗОПЛАНЕТНОЙ СИСТЕМЫ 51 Peg
203
- 0.2
- 0.1
- 0 о?
£
0.1 -0.2
0.8 1.0 1.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1. Фаза (P = 4d.2308)
Рис. 2. Зависимость нормированных параметров Стокса Px, Py от фазы орбитального периода.
Анализ проводился как отдельно для полос BVRI, так и для усредненных значений в полосах R и I, где достигалось наибольшее отношение сигнал/шум. Для периодограмного анализа использовался пакет ISDA (Pelt, 1993).
РЕЗУЛЬТАТЫ ПОИСКА ФАЗОВОЙ ЗАВИСИМОСТИ
Ни для одного из параметров Стокса, как в отдельных полосах, так и при усреднении, не обнаружено периодических компонент, имеющих уровень значимости более 95% по статистике Лом-ба—Скаргла ^саг§1е, 1982). Наиболее значимые пики на периодограммах не совпадают ни с из-
вестным орбитальным периодом 51 Peg b (4.23 сут), ни с половиной этого периода. Не совпадают также значения частот наиболее значимых пиков для различных фильтров и для параметров Стокса. Амплитуды этих наиболее значимых периодических компонент составляют 0.03-0.04%. На рис. 2 экспериментальные данные с указанием вероятной ошибки приведены в функции фазы орбитального периода 51 Peg b (4.23 сут). Анализ данных не обнаруживает периодичности. Таким образом, можно утверждать, что какой-либо переменности степени поляризации, связанной с орбитальным движением планеты, не обнаружено.
Анализ усредненных за все время наблюдений параметров Стокса показал значимое отличие от
204
АНТОНЮК и др.
Таблица 1. Средняя поляризация 51 Peg (N = 72)
Фильтр (Px), % (Py), %
B -0.025 ± 0.007 0.005 ± 0.007
V -0.029 ± 0.007 -0.027 ± 0.007
R -0.015 ± 0.004 0.008 ± 0.004
I -0.012 ± 0.004 0.003 ± 0.004
Таблица 2. Средняя поляризация HD 18803 (N = 15)
Фильтр (Px), % (Py), %
B 0.001 ± 0.018 0.022 ± 0.016
V -0.029 ± 0.015 -0.020 ± 0.015
R -0.012 ± 0.008 0.011 ± 0.011
I -0.014 ± 0.008 0.012 ± 0.010
0 усредненного параметра Стокса Рх (табл. 1 и рис. 3). Близость средних значений Рх для всех полос ВУШ позволяет оценить "среднее по спектру" значение Рх как средневзвешенное для отдельных полос. Отличие этого среднего (Рх) = = 0.017 ± 0.004% от 0, по-видимому, достаточно значимо, чтобы можно было рассматривать его как реальное. Чтобы исключить систематическую ошибку, связанную с неидеальным учетом инструментальной поляризации, был проведен ана-
Px, %
0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9
X, мкм
Рис. З. Спектральная зависимость среднего значения параметра Стокса Px.
лиз поляризации звезды HD 18803, наблюдавшейся в тот же период, что 51 Peg.
HD 18803 является звездой с очень малой поляризацией (Clayton, Martin, 1981). В табл. 2 приведены средние значения параметров Стокса для объекта HD 18803. Средние значения статистически не отличаются от 0, что доказывает отсутствие значительных систематических ошибок.
ОБСУЖДЕНИЕ
Возможная периодическая переменность поляризации, вызванная эффектом отражения от планеты 51 Peg b (Seager и др., 2000), конечно, намного меньше погрешности наших наблюдений. Однако из-за потери массы планетой возможно образование крупномасштабных пылегазовых образований, рассеяние на которых может приводить к переменности поляризации, как уже отмечалось. В наших наблюдениях периодическая переменность поляризации не обнаружена, что указывает на отсутствие подобных эффектов. Таким образом, возм
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.