научная статья по теме ОБ ОДНОРОДНЫХ СТАТИСТИЧЕСКИХ РАСПРЕДЕЛЕНИЯХ ЭКЗОПЛАНЕТ ПО ИХ ДИНАМИЧЕСКИМ ПАРАМЕТРАМ Космические исследования

Текст научной статьи на тему «ОБ ОДНОРОДНЫХ СТАТИСТИЧЕСКИХ РАСПРЕДЕЛЕНИЯХ ЭКЗОПЛАНЕТ ПО ИХ ДИНАМИЧЕСКИМ ПАРАМЕТРАМ»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2010, том 48, № 4, с. 380-384

КРАТКИЕ СООБЩЕНИЯ

УДК 523.26

ОБ ОДНОРОДНЫХ СТАТИСТИЧЕСКИХ РАСПРЕДЕЛЕНИЯХ ЭКЗОПЛАНЕТ ПО ИХ ДИНАМИЧЕСКИМ ПАРАМЕТРАМ © 2010 г. Б. Р. Мушаилов, Л. М. Ивановская, В. С. Теплицкая

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ brm@sai.msu.ru; ilm1655@yandex.ru; VeraTeplic@yandex.ru Поступила в редакцию 03.12.2008 г.

Внесолнечные планеты проходят в результате динамической эволюции ряд закономерных этапов, которые имеют универсальный характер. Выявление этих общих закономерностей, безусловно, будет способствовать более глубокому пониманию происхождения и эволюции планетных систем.

В настоящее время (октябрь 2009 года) за пределами Солнечной системы было обнаружено около 400 кандидатов в большие планеты (экзо-планеты). Значительное число экзопланет сопоставимы по массе с Юпитером, однако, по-видимому, это является следствием селективного эффекта обнаружения — планеты гиганты легче обнаружить. В связи с совершенствованием наблюдательной базы, разработкой новых методов обнаружения число кандидатов в экзопланеты увеличивается. Наиболее эффективными являются следующие методы поиска кандидатов в эк-зопланеты [2, 5]:

доплеровский метод — спектрометрические измерения радиальных скоростей звезд. Звезда, имеющая планету, испытывает колебания скорости "к нам — от нас", которые можно измерить, наблюдая доплеровское смещение спектра звезды;

фотометрический метод, связан с возможностью прохождения планеты на фоне звезды. Планета затмевает часть поверхности, и яркость звезды снижается;

астрометрический метод. Он основан на учете гравитационного воздействия планет на звезду. Если очень точно измерять траекторию звезды, то можно увидеть ее легкую извилистость, вызываемую тяготением планет;

гравитационное линзирование. Когда одна звезда проходит на фоне другой, свет дальней звезды искривляется тяготением ближней и ее яркость меняется. Если у ближайшей звезды есть планеты, то это скажется на кривой изменения яркости;

ряд методов, основанных на получении непосредственного изображения: вариация излучения пульсаров, метод "спектроскопии на просвет" (проявление атмосферы у экзопланеты), метод

вариаций магнитного поля, метод "нуль-интерферометрии", который состоит в прямом наблюдении звезды в инфракрасном диапазоне с нескольких телескопов, при этом изображения с телескопов должны когерентно смешиваться и интерферировать так, чтобы свет звезды занулял-ся интерференцией, а свет планет суммировался. Проекты "нуль-интерферометрии" разрабатываются Европейским космическим агентством и НАСА;

кроме того, разработан также метод сверхточного фотометрического мониторинга звезд и метод измерения кривой блеска, но не за счет транзита планеты, а ввиду приливного воздействия от планеты (планет) [3].

В настоящее время существуют и обсуждаются шесть специализированных космических проектов по поиску экзопланет (PEGASE, New Worlds Mission, IRSI/DARWIN, Space Interferometry Mission SIM, Terrestrial Planet Finder TPF, Кеплер НАСА).

Статистические распределения экзопланет. До настоящего времени не создана общепризнанная и непротиворечивая теория образования планетных систем и кратных звездных систем. Считается, что звезды с относительно небольшими массами, расположенные правее главной последовательности, могли быть членами кратных звездных систем, и что большая часть этих динамических систем распалась под действием приливных сил. Но за счет захвата межзвездной газопылевой материи эти звезды способны были формировать свои планетные системы. С другой стороны, звезды могут терять планеты, находящиеся далеко от них и имеющие со звездами слабую гравитационную связь. Кроме больших планет около звезд не исключено существование также и значительного количества тел планетного типа (астероиды, кометы и т.п.). Конфигурация больших и малых планет Солнечной системы свидетельствует о том, что на их динамическую эволюцию существенное влияние оказывают эффекты орбитальных резонансных взаимодействий. В ряде случаев резонансные эффекты могут приводить к устойчивым орбитальным движениям. Следовательно, имеются весомые

10

100

1000 18 Т

1-г

10000 100000 1000000

* 47 ита Ь 47 ита с *:55 Спс Ь 55 Спс с

:♦: BD20 2457 Ь BD20 2457 с

581 Ь G1 581 е OG1 581 с G1 581 е OG1 581 Ь G1 581 с

* G1iese 876 Ь G1iese 876 с

♦ HD 102272 Ь HD 102272 с >: HD 108874 Ь HD 108874 с .:HD 128311 Ь HD 128311 с

* HD 160691 Ь HD 160691 а OHD 40307 с HD 40307 а

♦ HD 45364 Ь HD 45364 с

♦ HD 60532 Ь HD 60532 с »HD 73526 Ь HD 73526 с

HD 82943 Ь HD 82943 с 8799 Ь НЯ 8799 с 8799 с НЯ 8799 а О Р8Я 1257 + 12 Ь Р8Я 1257 + 12 О Р8Я 1257 + 12 с Р8Я 1257 + 12 Ук Ь HW Ук с

Рис. 1. Орбитальные периоды 17 предполагаемых резонансных экзопланетных систем. Приведены размеры экзопла-нет пропорционально их массам, за исключением пяти планетных систем, которые отображены условными квадратами, ввиду малости их масс.

основания полагать, что орбитальные резонансы должны быть широко распространены не только в Солнечной системе, но и в других звездных системах, что и подтверждается результатами, приведенными на рис. 1.

В Солнечной системе, как правило, динамические параметры измеряются в соответствующих масштабных единицах Земли и Солнца. Например, за единицу масштаба длины принимается астрономическая единица (расстояние от Солнца до Земли), а масса небесных тел измеряется в массах Солнца. Самосогласованную нормировку следует применять и для экзопланетных систем, ибо "солнечно-земные" параметры априори не являются адаптированными (внутренне-согласованными) для произвольных экзопланетных систем. Кроме того, статистическое распределение планетных систем по абсолютным значениям их параметров, безусловно, не учитывает их иерархию — доминирующую роль центральной звезды при эволюции планетной системы в рамках задачи я-тел, а не всей статистической выборки планет. Поэтому для определения истинных ("не размытых" некорректной нормировкой) закономерностей эволюции экзопланет и Солнечной системы целесообразно осуществлять нормиров-

ку динамических параметров по величинам, связанным с исследуемой планетной системой (например, параметрам центральной звезды — радиусу, массе, периоду вращения), что и было проделано в настоящей работе.

На рис. 2—4 представлены сравнительные гистограммы распределения экзопланет по боль-

Кол-во

200 150 100 50

0

г- 175

12 5

3938 3525

ЛЬ

221

21

5 107 8 4 20 1 0 20 1 1

123456789 10 *0.1

I Распределение в неадаптированных единицах □ Распределение в самосогласованных единицах

Рис. 2. Гистограмма распределения экзопланет по большим полуосям. Коэффициент корреляции значений в самосогласованной и неадаптированной системах единиц равен 0.821.

1

382

МУШАИЛОВ и др.

Кол-во 400 г 355

300

200

100

0

24 4

64

5 283 142 131 4j 30 40 30 00 1 1

1 2 3 4 5 6 7 *0.1

10

Рис. 3. Гистограмма распределения экзопланет по массам. Коэффициент корреляции значений в самосогласованной и неадаптированной системах единиц равен 0.894.

Кол-во 100 80 60 40 20

0

16*13 £

6 5 7 5 5 И~1 1^-1 1И-1

12 12 00 20 00 11

123456789 10 *0.1

Рис. 4. Гистограмма распределения экзопланет по периоду. Коэффициент корреляции значений в самосогласованной и неадаптированной системах единиц равен 0.752.

F G K

Спектральный класс

23 M

Рис 5. Гистограмма распределения экзопланет по спектральным классам звезд.

шим полуосям, массам, периоду (в неадаптированных — по данным http://exoplanet.eu/catalog-all.php и в самосогласованных единицах; максимальные значения параметров в обеих системах принимались равными единице) для тех модельных экзопланетных систем, у которых известны собственные параметры.

Переход к самосогласованным параметрам не является линейным масштабным сдвигом, поскольку для каждой планетной системы вводится собственная нормировка. Следовательно, найденные различия в нижеприводимых распределе-

ниях в самосогласованных и в неадаптированных параметрах не обусловлены лишь различием масштабных интервалов выборок гистограмм, а являются отражением различий непосредственно представленных распределений. Соответствие однотипных гистограмм при равных интервалах выборок подтверждает достоверность приводимых результатов. Из распределения экзопланет по большим полуосям орбит планет следует, что распределение в самосогласованной системе единиц имеет более явно выраженный максимум в начале, но и быстрее спадает, по сравнению с распределением в неадаптированной системе единиц.

Как следует из гистограмм распределений по большим полуосям орбит, массам планет и их орбитальным периодам, распределения в неадаптированных и самосогласованных системах единиц различаются и это не связано с различием объемов сопоставляемых выборок. Вычисленные соответствующие коэффициенты корреляции свидетельствуют о нелинейном изменении гистограмм при переходе от неадаптированных единиц к самосогласованным.

В предположении существенного влияния спектрального класса звезды (см. рис. 5) на эволюцию ее планетной системы, различия в распределениях в неадаптированных и самосогласованных единицах для звезд фиксированных спектральных классов менее выражены.

По численности кандидатов в экзопланеты выделяется спектральный класс G, к которому принадлежит и наше Солнце.

Адаптированные распределения рассматриваемых экзопланетных систем по большим полуосям почти для всех спектральных классов центральных звезд в целом носят экспоненциальный характер и монотонны. Различия в распределениях по массам в самосогласованных и неадаптированных единицах для отдельных спектральных классов менее выражены, чем для всей выборки экзопланет.

На рис. 6—8 представлены гистограммы самосогласованных распределений экзопланет по большим полуосям, массам и орбитальным периодам обращения планет для спектральных классов F, G, K. Класс M исключен ввиду малости выборки.

Из рис. 6 видно, что распределения в самосогласованной системе единиц более монотонные, имеют явно выраженный максимум.

Общая тенденция в распределениях по массам в самосогласованной системе единиц более монотонны, чем в неа

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 «Космические исследования»