УДК 523.4-852
ТИПЫ ГАЗОВЫХ ОБОЛОЧЕК ЭКЗОПЛАНЕТ, ОТНОСЯЩИХСЯ К КЛАССУ "ГОРЯЧИХ ЮПИТЕРОВ"
2013 г. Д. В. Бисикало*, П. В. Кайгородов, Д. Э. Ионов, В. И. Шематович
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 29.03.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.
Отмечено, что "горячие юпитеры", т.е. экзопланеты, имеющие массу, сравнимую с массой Юпитера, и большую полуось, не превышающую 0.1 а.е., движутся, как правило, по орбите со сверхзвуковой скоростью относительно газа звездного ветра, что должно приводить к возникновению отошедшей ударной волны. В результате газодинамического моделирования показано, что в зависимости от положения точки лобового столкновения все газовые оболочки вокруг "горячих юпитеров" можно разделить на два класса: если точка лобового столкновения лежит внутри полости Роша планеты, то оболочки имеют почти сферическую форму классической атмосферы, слегка искаженную воздействием звезды и взаимодействием с газом звездного ветра, а если точка лобового столкновения находится за пределами полости Роша, то начинается истечение через окрестности точек Лагранжа Ll и L2, и оболочка становится существенно несимметричной. Последний класс объектов также можно разделить на два типа. Если динамического давления газа звездного ветра достаточно для того, чтобы остановить наиболее мощное истечение из внутренней точки Лагранжа L1, то в системе формируется замкнутая квазистационарная оболочка сложной формы. Если ветер не может остановить струю из L1, то в системе формируется незамкнутая несферическая оболочка. Возможность существования трех упомянутых типов атмосфер подтверждена по результатам трехмерного численного моделирования. На примере типичного "горячего юпитера" HD 209458Ь показано, что все три принципиально отличающихся типа атмосфер могут существовать в диапазоне параметров, оцененных в настоящее время для этой планеты. Поскольку разные оболочки имеют различные наблюдательные проявления, определение ее типа может использоваться для наложения дополнительных ограничений на имеющийся набор параметров HD 209458Ь.
DOI: 10.7868/80004629913100010
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время наиболее интенсивно исследуются экзопланеты, относящиеся к классу "горячих юпитеров". Дело в том, что эти массивные газовые гиганты (с массой порядка массы Юпитера) расположены в непосредственной близости от звезды (на расстояниях, не превышающих 0.1 а.е. [1]), что обеспечивает возможность получения наиболее качественных наблюдательных данных. Исторически именно такие объекты стали первыми открытыми экзопланетами [2], поэтому они имеют самую длинную историю изучения среди экзопланет. В принципе, наиболее перспективными для детального исследования являются транзитные экзопланеты, т.е. планеты, у которых угол между лучом зрения земного наблюдателя и плоскостью орбиты настолько мал, что возможно наблюдать ее прохождение по диску звезды. В этом случае, сопоставляя измерения радиальной скорости звезды
E-mail: pasha@inasan.ru
со спектральными и фотометрическими наблюдениями транзита, мы можем определить как массу планеты, так и ее радиус. Кроме этого, возможно получить спектры поглощения верхних слоев атмосферы планеты, что дает нам информацию о ее структуре и составе. Первый транзитный "горячий юпитер" — планету ИЭ 209458Ь — открыли в 1999 г. [3]. На данный момент известно около 300 транзитных экзопланет, более половины из них — "горячие юпитеры".
Нужно отметить, что наблюдения "горячих юпитеров" с использованием телескопа им. Хаббла свидетельствуют о наличии сложных физических процессов в газовых оболочках (атмосферах) этих планет. Так, например, наблюдения [4—6] показали, что поглощение в линии Ly-a во время транзита для экзопланеты ИЭ 209458Ь достигает 9%-15%. Между тем, диск планеты вызывает уменьшение блеска звезды всего на 1.8%. Это означает, что планета окружена обширной оболочкой нейтрального водорода, выходящей за пределы полости Роша. Позднее это явление было подтверждено
наблюдениями транзита в линиях углерода, кислорода и кремния [7—9]. Глубина транзита в линиях этих элементов достигала 8%—9%. Для объяснения существования такой оболочки было выдвинуто две основных гипотезы. Первая — это расширение атмосферы планеты за счет ее нагрева излучением звезды, что порождает отток вещества с темпом ~1010 г/с. Для подтверждения этой гипотезы было построено несколько одномерных моделей атмосферы, в которых происходил сильный отток вещества [10—12]. Вторая гипотеза основана на механизме перезарядки ионов звездного ветра на атомах атмосферы [13]. Образующиеся при этом атомы имеют достаточно высокую энергию, чтобы покинуть гравитационное поле планеты, а значит, могут образовать вокруг нее оболочку.
Существование больших газовых оболочек вокруг "горячих юпитеров" было подтверждено наблюдениями планеты HD 189733Ь [14] и WASP-12Ь [15, 16]. Более того, наблюдения этих планет позволили открыть еще одно интересное явление — несовпадение начала или конца транзита в различных диапазонах спектра. Впервые оно было обнаружено Фоссати и др. [15] в 2009 г. по результатам наблюдений транзита планеты WASP-12b в УФ-диапазоне на телескопе им. Хаббла. Наблюдения велись в ультрафиолетовом диапазоне в нескольких полосах шириной 40 A. По этим данным начало транзита на некоторых кривых блеска опережает начало транзита в видимом диапазоне примерно на 50 мин, что свидетельствует о наличии поглощающего вещества, расположенного перед планетой на расстоянии примерно 4—5 ее радиусов.
Для объяснения этого явления использовались предположение о возможном оттоке массы от планеты к звезде [17, 18] и идея формирования отошедшей ударной волны вследствие наличия собственного магнитного поля планеты [19—21]. Однако в первой гипотезе оболочка является полностью открытой, и при принятых параметрах WASP-12b время ее жизни не превышает нескольких лет. Вторая гипотеза требует наличия значительного магнитного поля, что является трудно объяснимым в случае типичного для "горячих юпитеров" синхронного вращения планеты со звездой. Бисикало и др. [22] предположили, что раннее затмение может возникать из-за формирования у WASP-12b замкнутой несферической оболочки, существенно превышающей пределы ее полости Роша. Эта оболочка формируется в результате истечения атмосферы планеты через окрестности точек Лагран-жа L1 и L2. Сверхзвуковое движение планеты в газе звездного ветра приводит к образованию отошедшей ударной волны сложной формы, которая ограничивает истечение через точки Лагранжа и делает
оболочку стационарной и долгоживущей. Дополнительные свойства формирующихся газовых оболочек были определены из наблюдений позднего транзита у планеты HD 189733Ь в линии Ly-a [23]. В частности, было показано, что поздний транзит обусловлен поглощением в потоке, направленным к наблюдателю.
В ходе проведенного в рамках данной работы численного моделирования было установлено, что формирование несферических газовых оболочек является достаточно общим для планет, отосящих-ся к типу "горячих юпитеров". Более того, стало понятно, что эти оболочки могут быть и замкнутыми и открытыми, т.е. сохраняющими или эффективно теряющими вещество, соответственно. С целью установления критериев, различающих три выявленных типа оболочек — замкнутых, квазизамкнутых и полностью открытых — мы провели серию расчетов газодинамического взаимодействия атмосферы экзопланеты HD 209458Ь со звездным ветром при различных параметрах атмосферы, приводящихся в литературе [1, 11, 12, 24].
Статья организована следующим образом. В разделе 2 приведено аналитическое рассмотрение критериев, разделяющих три типа оболочек. Кроме того, предложена методика, позволяющая по известным параметрам экзопланеты оценить тип формирующейся оболочки. В разделе 3 описана используемая нами численная модель и приведены результаты трехмерных газодинамических расчетов. В разделе 4 суммируются основные результаты работы, подтверждающие существование трех типов газовых оболочек "горячих юпитеров".
2. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ РАЗБИЕНИЯ
АТМОСФЕР "ГОРЯЧИХ ЮПИТЕРОВ" НА ТИПЫ
Рассмотрим систему звезда-планета, в которой планета движется по круговой орбите, а вращение обоих компонентов синхронизировано. При этом будем считать, что магнитное поле слабо и не оказывает существенного влияния на газодинамику внешних частей атмосферы планеты. В отсутствие внешних сил атмосфера газового гиганта должна иметь форму шара. На атмосферы "горячих юпитеров", для которых характерно близкое расположение к звезде, действует ряд дополнительных сил, вызывающих отклонение от сферической формы. Прежде всего, это силы, описываемые потенциалом Роша — гравитационное притяжение компонентов и центробежная сила:
Ф = -
СИ
л/х2 +у2 + г2
СИР1
л/{х-А)2+у2 + х2
--П2 2
х — А
МР
р1
МР1 + М*
+ У2
где С — гравитационная постоянная, МР1 — масса планеты, М* — масса звезды, П — угловая скорость вращения системы звезда—планета, А — радиус орбиты планеты. Потенциал Роша имеет 5 точек либрации, в которых его градиент равен нулю. Для изучения атмосферы наиболее важны две из них, находящиеся непосредственно вблизи планеты: Ь1 и Ь2. Точка либрации Ц, называемая также внутренней точкой Лагранжа, находится между планетой и звездой. Эквипотенциаль, проходящая через точку Ц, ограничивает так называемые полости Роша планеты и звезды. При этом, поскольку в самой точке Ь1 все силы, входящие в уравнение (1), сбалансированы, вещество под действием градиента давления может свободно перетекать от планеты к звезде.
Другим важным эффектом, определяющим форму и размер атмосферы "горячего юпитера", является взаимодействие атмосферы со звездным ветром. Так как характерные размеры орбит "горячих юпитеров" малы, их орбитальная скорость, как правило, превышает скорость звука в межпланетной среде, и, соответственно, вблизи них должна образовываться отошедшая ударная волна. При этом вблизи планеты формируется газодинамическая структура, состоящая из отошедшей ударной волны и контактного разрыва, отделяющего газ атмосферы от звездного ветра. Оценить влияние звездного ветра мож
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.