АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 6, с. 500-520
УДК 523.4
ТРАНЗИТЫ ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ
© 2007 г. Л. В. Ксанфомалити
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 14.12.2006 г.
Рассматриваются физические свойства и особенности внесолнечных планет и планетных систем, у которых наблюдаются прохождения низкоорбитальных планет-гигантов по диску звезды (транзиты). В значительной мере статья носит обзорный характер. Кратко рассмотрены особенности поиска транзитов. Основное внимание в статье уделено различию физических свойств низкоорбитальных планет-гигантов. Сопоставление экспериментальных данных, полученных в наблюдении транзитов "горячих юпитеров", указывает на существование различающихся подтипов низкоорбитальных внесолнечных планет. "Горячие юпитеры" с малой плотностью (ИЛ 209458Ь), "горячие юпитеры" с массивным ядром из тяжелых элементов (HD 149026Ь) и "очень горячие юпитеры" (HD 189733Ь) представляют собой тела, которые относятся, по-видимому, к разным категориям экзопланет. Диссипация атмосфер низкоорбитальных планет-гигантов, оцениваемая по экспериментальным данным, сопоставляется с расчетными потерями атмосферы по Джинсу. Ожидаемые джинсовы потери массы "горячих юпитеров" из-за убегания атмосферы за время, сравнимое с длительностью существования Солнечной системы, вряд ли превышают несколько процентов. Низкоорбитальные планеты-гиганты должны иметь сильное магнитное поле. Благодаря тому, что орбитальная скорость горячих юпитеров близка к магнитозвуковой (или даже может превосходить ее), движущаяся планета должна активно взаимодействовать с плазмой "звездного ветра". Присутствие у внесолнечных планет-гигантов магнитного поля и эффекты их взаимодействия с плазмой можно использовать для поиска внесолнечных планет.
PACS: 95.12.-a, 95.12.-e, 95.15.-g, 95.15.Bc, 95.75.Wx, 96.15.Gh, 96.15.Hy, 96.15.Kc, 96.15.Wx, 96.25.De, 97.82.], 97.82.Fs, 97.82.Cp
ВВЕДЕНИЕ
Практически все внесолнечные планетные системы (за исключением единичных объектов OGLE) обнаружены методом лучевых скоростей (МЛС). Теоретически, существует не менее пяти физических методов поиска, из которых прямое отношение к предлагаемой статье имеют только МЛС и транзиты. Принципы и схема поиска экзопланет по периодическому изменению лучевых скоростей родительской звезды рассматривались в работах (Ксанфомалити, 2000; 2004а; 20046). Метод лучевых скоростей тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. В результате обращения звезды с массой M и планеты с массой Mpl вокруг общего барицентра системы в лучевой скорости звезды появляется знакопеременная (кеплеров-ская) составляющая VKep, которая указывает на присутствие планеты. Отношение больших полуосей кеплеровских орбит звезды r и планеты R определяется равенством их моментов. Массу звезды в первом приближении можно оценить через ее спектральный класс и светимость. Таким образом, кеплеровская орбитальная скорость звезды VKep определяется периодом T, массами звезды и планеты и эксцентриситетом орбиты планеты.
Кеплеровская составляющая VKep тем выше, чем больше масса планеты и чем короче большая полу-
ось ее орбиты. (Астрометрический метод, наоборот, тем эффективнее, чем длиннее большая полуось орбиты.) Уже в ранних работах отмечалось, что предельные возможности метода лучевых скоростей определяются главным образом нестабильностью фотосфер звезд солнечного типа (Marcy, Butler, 1998). В типичном благоприятном для МЛС случае неспокойствия фотосферы не превышают 3 м с-1, а предельные возможности самого метода ныне близки к 1.5 м ^(Santos и др., 2005).
Короткий период T, соответствующий близкому положению планеты типа "горячий юпитер" к родительской звезде, облегчает поиск возмущающего тела. В свое время именно короткий период позволил обнаружить первую экзопланету (у звезды 51 Peg.). Определение массы экзопланеты M с помощью МЛС возможно только с точностью до множителя sin i, где i - угол между нормалью к плоскости орбиты и направлением на наблюдателя. Вид кривой кеплеровской орбитальной скорости звезды чрезвычайно чувствителен к эксцентриситету орбиты экзопланеты. Круговая орбита соответствует правильной гармонической функции, а при заметном эксцентриситете появляются четные гармоники (рис. 1).
При случайном удачном расположении наблюдателя примерно в плоскости кеплеровской орбиты
можно наблюдать транзиты планеты (ее прохождения по диску звезды), проявляющиеся в небольшом уменьшении светового потока от звезды. Оценки возможности наблюдения транзитов приводились в литературе и раньше. Незадолго до открытия первого короткопериодического "горячего юпитера" (51 Peg b) были опубликованы работы (Giampapa и др., 1995; Borucki и др., 1985), посвященные возможности обнаружения внесолнечных планет по их транзитам, исходя из свойств Юпитера. Выводы авторов были пессимистичными. Тем не менее транзиты стали новым мощным инструментом астрофизики, позволяющим исследовать не только экзо-планету, но и саму "родительскую" звезду. Такие параметры, как радиусы обоих тел, их массы, наклон кеплеровской орбиты, широта прохождения, химический состав, свойства атмосферы планеты и фотосферы звезды, - все это удается получить из транзитов, если звезда достаточно яркая. Предельная глубина модуляции, вызываемая транзитами HD 209458b, составила 1.6%. Как было показано позже, глубина модуляции даже 0.15% все еще позволяет получить необходимые данные.
Схема наблюдения транзитов приведена на рис. 2. Угол j = 90° - i. На врезке показано положение орбиты, необходимое для наблюдения транзита. Если R* и r - радиусы звезды и планеты и a -большая полуось кеплеровской орбиты планеты, очевидное условие регистрации транзитов, исходя из геометрии наблюдения, формулируется как расположение наблюдателя в пределах угла 2 j раскрыва кольцевого сектора:
tgj = (R *- r) / a,
(1)
причем вероятность Рх наблюдаемости транзитов составляет эту же величину:
р = (К *- г) / а. (2)
Для планет на низких орбитах, а < 0.15 а. е., вероятность такого расположения плоскости кеплеровской орбиты, при котором будут наблюдаться регулярные транзиты, для удвоенного угла j составляет более 6%. Так, для системы HD 209458, где а = 0.047 а. е., и радиус звезды Я* = 1.148 Я5, вероятность Рх = 10%, причем транзиты повторяются каждые 3.5 сут. Для еще более низких орбит вероятность возрастает, вплоть до 20% и более, что несравненно выше известной низкой вероятности наблюдения внешним наблюдателем прохождений Юпитера по диску Солнца (всего 8 х 10-4) и его 12-летней периодичности. Тем не менее обнаруженных транзитов, по сравнению с числом открытых экзопланет (более 200), мало.
Продолжительность самих транзитов определяется радиусом звезды, большой полуосью орбиты планеты а (на круговой орбите - радиусом орбиты) и суммарной массой звезды и планеты (И* + Ир1).
Лучевая скорость, км с HD 79258
29.8
29.6
29.4
400 200 0 -200 -400
0.5
i Dra (гигант К2)
1.0 Фаза
Масса = 8.36Mj/sin i
P = 1.50лет К = 296 м/с e = 0.71
I
I
RMS = 11.7 м/с
2000.5
2001.0
2001.5
2002.0 Годы
Рис. 1. Форма кривой периодических изменений кеплеровских лучевых скоростей указывает на величину эксцентриситета орбиты экзопланеты. Кепле-ровская орбита ИБ 79258 - почти круговая, е = 0.04; у I Бга - орбита с высоким эксцентриситетом, е = 0.71.
Радиусы звезд, начиная от поздних подклассов F и до ранних подклассов М, различаются не слишком значительно. Как следует из третьего закона Кеплера, орбитальная скорость планеты на круговой орбите:
V = Jy( M* + Mpl) / a,
(3)
где у - гравитационная постоянная. Длительность экваториального транзита НБ 209458Ь составляет
A Teq = 2 R
eq
a / Y( M* + Mpl)
3.15 ч.
(4)
Если длительность транзита ДТ1г отличается от экваториального, можно найти широту ф прохождения транзита. С достаточной точностью (пренебрегая массой планеты) широту прохождения можно найти как:
ф = агссоз (Д М*/а)/2 К *). (5)
Благодаря небольшому различию в знаке смещения спектральных линий от правого и левого лимбов вращающейся звезды в некоторых случаях в наблю-
0
Рис. 2. Схема наблюдений прохождений экзопланеты по диску звезды (транзитов), проявляющихся в периодическом ослаблении блеска звезды. Ослабление светового потока при транзитах планеты ЫБ 209458Ь достигает 1.6% в видимой части спектра. Вероятность случайного расположения наблюдателя в пределах угла раскрыва 2 у кольцевого сектора зависит от большой полуоси а орбиты планеты. Если вероятность наблюдения транзитов Юпитера внешним наблюдателем составляет всего 8 х 10-4, вероятность наблюдения транзитов планеты ЫБ 209458Ь достигает 0.16.
дениях удается разделить слабые признаки пересечения планетой приближающегося или удаляющегося лимбов.
Свойства планетных систем, которые были обнаружены в ходе поиска внесолнечных планет, вызывают сомнения в типичности Солнечной системы (Burrows, 2005). Разумеется, планеты земного типа пока обнаружить существующими методами невозможно, но структура обнаруженных планетных систем не походит на Солнечную: очень массивные планеты находятся на разных орбитах, в том числе на орбитах с большой полуосью 0.05-2 а. е. На начало 2007 г. полное число открытых планет у других звезд, согласно каталогу Schneider (2006), достигло 210. Наряду с одиночными, число систем, у которых обнаружено несколько планет, постоянно возрастает и превысило 20. Система коричневого карлика GJ 876 имеет 2 планеты (причем с орбитальным резонансом 2 : 1), V And-3 планеты, 55 Cnc-4 планеты, причем одна из них имеет массу M sin i, близкую к массе Нептуна (около 17 масс Земли).
Значительная часть экзопланет, не менее 50, имеет большую полуось орбиты в пределах 0.15 а. е., а фактически - орбиты, на порядок более низкие, чем в Солнечной системе орбита Меркурия. Это определяет вероятность расположения наблюдателя в плоскости их орбит (транзитов) достаточно высоким значением, от 0.06 до 0.20. Однако низка сама вероятность обнаружить такую систему. Звезды, имеющие планеты типа "горячий юпитер", составляют незначительную часть звездного населения, всего 0.0075 (Butler и др., 2004). Учитывая также
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.