научная статья по теме ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА ЭКЗОПЛАНЕТЫ С ПРЕОБЛАДАНИЕМ ВОДОРОДА: НАГРЕВ ЗВЕЗДНЫМ ИЗЛУЧЕНИЕМ В ДИАПАЗОНАХ МЯГКОГО РЕНТГЕНА И КРАЙНЕГО УЛЬТРАФИОЛЕТА Астрономия

Текст научной статьи на тему «ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА ЭКЗОПЛАНЕТЫ С ПРЕОБЛАДАНИЕМ ВОДОРОДА: НАГРЕВ ЗВЕЗДНЫМ ИЗЛУЧЕНИЕМ В ДИАПАЗОНАХ МЯГКОГО РЕНТГЕНА И КРАЙНЕГО УЛЬТРАФИОЛЕТА»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2015, том 49, № 5, с. 373-379

УДК 523.4

ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА ЭКЗОПЛАНЕТЫ С ПРЕОБЛАДАНИЕМ ВОДОРОДА: НАГРЕВ ЗВЕЗДНЫМ ИЗЛУЧЕНИЕМ В ДИАПАЗОНАХ МЯГКОГО РЕНТГЕНА И КРАЙНЕГО УЛЬТРАФИОЛЕТА

© 2015 г. Д. Э. Ионов, В. И. Шематович

Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 13.01.2015 г.

В работе исследуется процесс нагрева верхней атмосферы планеты жестким излучением родительской звезды в зависимости от распределения потока излучения в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Выполнены расчеты эффективности нагрева звездным жестким УФ-излучением в верхней атмосфере с преобладанием водорода для внесолнечного газового гиганта ЫБ 209458Ь. Показано, что эффективность нагрева звездным жестким УФ-излучением верхней атмосферы с преобладанием водорода не превышает значения в 20—25% на основных термосфер-ных высотах, если учитывается воздействие фотоэлектронов. Установлено, что при увеличении на несколько порядков потока в рентгеновской области эффективность нагрева незначительно снижается.

Ключевые слова: внесолнечные планетные системы, экзопланеты, атмосферы.

БО1: 10.7868/80320930X15050059

ВВЕДЕНИЕ

В последнее время идет активное открытие и исследование экзопланет. К настоящему моменту открыто уже более 1800 планет в более чем 1100 звездных системах. Современные методы позволяют не только обнаружить экзопланету и определить ее орбитальные характеристики, но и получить информацию о ее атмосфере. Наблюдения транзитов и антитранзитов экзопланет, а также прямые наблюдения позволяют получить спектры верхних слоев атмосфер экзопланет, что дает возможность определить их состав, форму и динамику. Сейчас также продолжается изучение планет-гигантов Солнечной системы: космический аппарат (КА) NASA Cassini исследует систему Сатурна, в 2016 году КА NASA Juno начнет исследование Юпитера.

В ходе исследования атмосфер экзопланет, в первую очередь началось изучение водородных атмосфер планет-гигантов (Vidal-Madjar и др., 2003; Yelle, 2004; Ксанфомалити, 2004a; 2004б). Первой экзопланетой, у которой была зафиксирована атмосфера, стала одна из самых известных транзитных планет HD 209458b. Однако список планет, имеющих водородную атмосферу, не ограничивается планетами класса Юпитера. Известно, что экзосфера любой планеты, в том числе и Земли, состоит преимущественно из легких газов: водорода и гелия. Также известно, что на начальной стадии планетной эволюции все планеты обладают первичной водо-родно-гелиевой атмосферой. Однако маломассивные планеты земного типа не в состоянии удержать легкие газы, поэтому они утрачивают первичную атмосферу и потом приобретают вторичную за счет выделения газов из их мантии. Задача исследования

процесса потери первичной атмосферы решалась в работах (Коктеп и др., 2013; Бгкаеу и др., 2013, КМу-акоуа и др., 2013; 8Иа1кЬЫатоу и др., 2014).

Одним из первоочередных факторов, определяющих состояние планетной атмосферы, является нагрев излучением звезды. Особенно важную роль он играет для горячих юпитеров, т.е. планет-гигантов, на близких к родительской звезде орбитах. После открытия первых планет такого типа было обнаружено, что атмосферы некоторых из них выходят за пределы полости Роша, что вызывает мощный газодинамический отток вещества атмосферы. Для некоторых планет переполнение полости Роша столь велико, что соответствующий отток может привести к полному испарению атмосферы планеты (Bisikalo и др., 2013). Темп этого оттока определяется интенсивностью нагрева атмосферы (Бисикало и др., 2013).

Нагрев водородной верхней атмосферы идет за счет поглощения жесткого ультрафиолетового (Хи\) излучения родительской звезды в диапазоне 1—100 нм. В этом интервале длин волн выделяют крайнее ультрафиолетовое (Еи\ диапазон 10—100 нм) и мягкое рентгеновское (X, диапазон 1—10 нм) излучение. ХЦУ-излучение поглощается в ходе реакций ионизации атомарного водорода и гелия, а также ионизации, диссоциации и диссоциативной ионизации молекулярного водорода (Шематович, 2010, Ионов и др., 2014)

Н(1$) + Н(1$, 2$ ,2 р) + (ер)

H + hv, (О ^

H+

12 -г e + (ep) H(1s) + H + + e + (ep) H, He + hv,(ep) ^ H+, He+ + e + (ep).

При этом часть энергии поглощенного кванта, равная или превышающая энергии ионизации или диссоциации, переходит во внутреннюю энергию вещества, а оставшаяся часть преобразуется в кинетическую энергию продуктов реакции, причем в большей степени в кинетическую энергию электронов. Если энергия родившегося фотоэлектрона достаточно велика, он может вступать во вторичные реакции ионизации и возбуждения с компонентами атмосферы. При этом будет расходоваться его первоначальная кинетическая энергия. Другой канал потери начальной энергии фотоэлектронов — это упругие столкновения, в результате которых его энергия переходит в тепло. Таким образом, частично энергия фотоэлектронов переходит во внутреннюю энергию, а частично идет на нагрев атмосферы.

Обозначим как Whv — энергию УФ-излучения, поглощенного за единицу времени в единице объема, Wpe — начальную кинетическую энергию фотоэлектронов, появившихся за единицу времени в единице объема, WT — энергию, переходящую в тепло в единице объема за единицу времени. Детальные выражения для скоростей поглощения энергии звездного УФ-излучения и нагрева атмосферного газа Whv, Wpe и WTприведены в работе (Shematovich и др., 2014). Тогда общий коэффициент эффективности нагрева будет рассчитываться по формуле

nvfe) = ^ • (2)

Whv(z)

Из-за реакций с учетом надтепловых фотоэлектронов реальная эффективность нагрева будет меньше 1.

Однако в большей части работ, посвященных исследованиям оттока атмосферы (Lammer и др., 2003; Baraffe и др., 2004; Lecavelier и др., 2004; Hubbard и др., 2007a; 2007b; Lecavelier, 2007; Davis, Wheatley, 2009; Sanz-Forcada и др., 2010; 2011; Lis-sauer и др., 2011; Wu, Lithwick, 2013) коэффициент эффективности нагрева принимается равным 1. Недавно в работе (Kawahara и др., 2013) при исследовании испарения водородной атмосферы планеты KIC 12557548b было высказано предположение, что эффективность нагрева равна 0.5. В работе (Murray-Clay и др., 2009) общая эффективность нагрева была произвольно выбрана nhv = = 0.32. В более детальных исследованиях, таких как (Yelle, 2004), показано, что эффективность нагрева колеблется в диапазоне 0.4—0.6 на расстояниях ~1.03—1.05Rp, находится вблизи ~0.2 при ~1.4Rp и принимает значение ~0.15 на расстояниях >1.4Rp, где Rp — радиус планеты. Руководствуясь этими исследованиями, некоторые авторы предполагают, что эта величина примерно равна 0.3. Это согласуется с результатами исследования (Watson и др., 1981), проведенного для истечения водородной атмосферы ранней Земли. Эти значения близки к оценкам (Chassefiere, 1996) nhv = = 0.15—0.3, полученным при исследовании гид-

родинамического оттока водорода для верхней атмосферы ранней Венеры.

Другие авторы в ходе исследований используют набор различных значений эффективности нагрева. Так, в работе (Penz и др., 2008) nhv принимается равной 0.1, 0.6 и 1, в работе (Lammer и др.,

2009) — 0.1, 0.25, 0.6 и 1, в работе (Jackson и др.,

2010), посвященной исследованию планеты CoRoT-7b — 0.1, 0.25, 0.5 и 1. Исследование, проведенное годом позже для той же планеты CoRoT-7b и планеты Kepler-10b (Leitzinger и др.,

2011) основывалась на значении nhv = 0.25. В работе (Ehrenreich, Desert, 2011) исследован отток вещества для планет с малым орбитальным радиусом в предположении, что эффективность нагрева равна 0.01, 0.15 и 1, а в работе (Jackson и др.,

2012) — нагрев атмосферы жестким ультрафиолетовым (XUV) излучением в допущении, что эффективность нагрева колеблется в диапазоне 0.25—1. В работе (Koskinen и др., 2013) эффективность нагрева принималась равной 0.1, 0.3, 0.5, 0.8 и 1. При этом температура атмосферы изменялась в пределах 6000—8000 K. Нужно отметить, что в модели (Koskinen и др., 2013) не учитывается ионизация молекулярного водорода. Между тем, процессы диссоциативной ионизации вносят существенный вклад в нагрев атмосферы. Кроме того, в этой модели нижняя граница счетной области не соответствует нижней границе термосферы.

За последние пару лет было проведено несколько исследований истечений атмосфер супер-земель и суб-нептунов в системе Kepler-11 (Lopez и др., 2012; 2013), в которых эффективность нагрева предполагалось равной 0.1—0.2. В работе (Kurokawa, Kaltenegger, 2013) при изучении оттока атмосферы у планет CoRoT-7b и Kepler-10b используется значение эффективности нагрева, аналогичное значению в работе (Leitzinger и др., 2011) nhv = 0.25. Valencia и др. (2013) провели исследование истечения атмосферы планеты GJ 1214b и других суб-нептунов. При этом они использовали минимальное значение эффективности нагрева — 0.1, а максимальное — 0.4. Примерно такие же экстремальные значения в 0.15 и 0.4 использовались в работах (Erkaev и др., 2013; Lammer и др., 2013; Kislyakova и др., 2013), где исследовались истечения водородной оболочки раннего Марса, супер-земель и суб-земель в зоне обитаемости у G-звезд солнечного типа с XUV-потоками, в 100 раз превышающими поток от Солнца, а также пять экзопланет в системе Ke-pler-11, которые занимают промежуточное положение между супер-землями и суб-нептунами.

Из этого краткого обзора очевидно, что предположения об эффективности нагрева дают самые разные значения в диапазоне от 0 до 1. Между тем, неверная оценка этого параметра может изменить темп потери массы на порядок величины. Поэтому столь актуальна задача расчета эффективности нагрева жестким УФ-излучением водородных атмосфер.

Ранее мы проводили расчет эффективности нагрева атмосферы планеты ИЭ 209458Ь (ВИетаШ-утсЬ и др., 2014) излучением с солнечным спектром. Однако результаты этих расчетов справедливы только для атмосферы планеты в ее современном состоянии, когда она облучается звездой с возрастом в четыре миллиарда лет. Между тем, поток излучения звезд в рентгеновском и УФ-диапазо-нах сильно меняется в ходе звездной эволюции. В качестве главной причины этого процесса обычно называют замедление вращения звезды, приводящее к снижению ее активности

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»