АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2014, том 48, № 2, с. 113-119
УДК 523.4
СТЕПЕНЬ ИОНИЗАЦИИ ТЕРМОСФЕРЫ ЭКЗОПЛАНЕТЫ HD 209458b
© 2014 г. Д. Э. Ионов1, Д. В. Бисикало1, В. И. Шематович1, Б. Хубер2
Институт астрономии РАН, Москва, Россия 2Институт астрофизики и геофизики, Университет г. Льеж, Бельгия Поступила в редакцию 29.11.2012 г.
Процессы диссоциации и ионизации молекул водорода и ионизации атомов водорода жестким УФ-излучением родительской звезды сопровождаются образованием сопутствующего потока фотоэлектронов с избытком кинетической энергии и являются основным источником атомарных и молекулярных ионов в термосфере внесолнечных планет, подобных "горячему юпитеру" HD 209 458b. Процессы ионизации являются важнейшей составной частью современных аэрономических моделей атмосфер планет Солнечной и внесолнечных систем (Johnson и др., 2008; Yelle и др., 2008). В работе оценивается вклад процессов диссоциации и ионизации звездным УФ-излучением и сопутствующим потоком фотоэлектронов в формирование протяженных ионосфер у внесолнечных планет-гигантов. В отличие от моделей других авторов, впервые рассчитаны скорости ионизации сопутствующим потоком фотоэлектронов. Установлено, что, в отличие от широко используемой параметризации (Cecchi-Pestellini и др., 2006; 2009) вклада фотоэлектронов, скорость вторичной ионизации фотоэлектронами существенно зависит от высоты и в нижних слоях термосферы приближается к значениям скорости фотоионизации. Проведенные расчеты скорости ионизации термосферы внесолнечной планеты-гиганта (ВПГ) на близкой к родительской звезде орбите являются необходимым звеном при построении аэрономической модели и оценке скорости потери атмосферы ВПГ.
DOI: 10.7868/S0320930X14020029
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время установлено, что значительная часть из открытых планет во внесолнечных планетных системах находятся на орбитах с главной полуосью менее чем 0.1 а. е. (http://exoplanet.eu). Большинство из недавно открытых внесолнечных планет обладают относительно большими массами и сходны с Юпитером и Сатурном в нашей Солнечной системе и обычно называются внесолнеч-ными планетами-гигантами (ВПГ). Близость некоторых из них к родительской звезде приводит к воздействию интенсивных потоков плазмы и излучения от звезды. Соответственно, поглощение энергии внешних воздействий верхними атмосферами ВПГ может сильно нагревать атмосферы и вызывать существенные изменения химического состава атмосферы. В особенности важно, что высокие температуры в верхних атмосферах ВПГ могут приводить к атмосферным потерям в открытое пространство, достаточно высоким для изменения эволюционного статуса планеты (Ламмер и др., 2010; Lammer и др., 2012).
Орбиты многих внесолнечных планет близки к родительской звезде и, следовательно, их атмосферы подвержены воздействию интенсивного ионизирующего излучения звезды. В результате у таких планет образуются плотные и протяженные ионосферы. Ионосфера является переходной областью (или интерфейсом) между нижележащей
нейтральной атмосферой и вышележащими полностью ионизованными слоями околопланетного пространства. В этой области происходит преимущественное поглощение звездного излучения в диапазонах мягкого рентгеновского и жесткого УФ-излучения, в результате внешние слои атмосферы становятся частично ионизованными и с существенно более высокими температурами по сравнению с нижележащей нейтральной атмосферой.
В настоящее время многократные спектральные наблюдения проведены для внесолнечной планеты HD 209458b, и они показывают присутствие H, O, C+ и Si2+ на больших высотах в термосфере (Vidal-Madjar и др., 2003; 2004; Linsky и др., 2010). В наблюдениях в видимом и инфракрасном диапазонах также было установлено присутствие атомов Na и молекул H2O, CH4 и CO2 в нижних слоях атмосферы (Charbonneau и др., 2002; Knut-son и др., 2008; Swain и др., 2009). Взятые вместе, эти наблюдения позволили уточнить состав и тепловой режим атмосферы HD 209458b.
Есть много различных интерпретаций наблюдаемых транзитов в линии H Lya (Vidal-Madjar и др., 2003; Ben-Jaffel, 2007; 2008; Ксанфомалити, 2007а; 2007б; Holmström и др., 2008; Koskinen и др., 2010а), и эти интерпретации в существенной степени опираются на результаты моделирования верхней атмосферы, которые, в свою оче-
V H \
I I I MINI—I I I MINI—I I I MINI—I I I MINI I I IIIIIII
I]-Г I I IIIIII
105 106 107 108 109 1010 1011 1012
_3
Концентрация, см 3
Рис. 1. Состав в переходной H2 ^ H области верхней атмосферы внесолнечной планеты HD 209458b согласно аэрономическим моделям RY04 (Yelle, 2004; сплошные линии) и GM07 (Garcia Munoz, 2007; прерывистые линии).
редь, зависят от многих допущений и предположений (Koskinen и др., 2010а), достаточно неопределенных в настоящее время. Кроме того, наблюдения тяжелых атомов и ионов в термосфере, и в особенности обнаружение иона Si2+, являются особенно интригующими и важными при построении моделей верхней атмосферы. Наблюдения показывают, что атомы H и O остаются преимущественно нейтральными в термосфере, в то время как атомы C и Si в основном ионизованы даже на относительно низких высотах термосферы. Соответственно, стоит задача разработать газодинамические или кинетические модели термосферы ВПГ, включающие химию и тепловой режим, чтобы объяснить обнаружение перечисленных выше тяжелых атомов и ионов в верхних слоях атмосферы.
Теоретические исследования показывают, что температура в верхней атмосфере внесолнечной планеты-гиганта изменяется в диапазоне от 103 до 104 К и более, в зависимости от орбитального расстояния от звезды солнечного типа (см., например, Yelle, 2004; Garcia Munoz, 2007; Penz и др., 2008; Koskinen и др., 2010b). Ионосферы вокруг таких планет играют важную роль при взаимодействии с плазмой солнечного ветра и определении скорости атмосферных потерь.
ПРОЦЕССЫ ИОНИЗАЦИИ В ТЕРМОСФЕРЕ ИБ 209458Ь
Тепловой режим и скорости теплового убегания (Шематович, 2010) из атмосферы ВПГ существенно зависят от состава атмосферы. Однако, в отличие от атмосфер планет Солнечной системы, состав которых стабилен на геологических масштабах времени, атмосферный состав ВПГ может
изменяться вследствие воздействия интенсивного поля излучения родительской звезды. Более того, тепловой режим и состав атмосферы тесно связаны через скорости нагрева и выхолаживания (Yelle, 2004; Garcia Munoz, 2007). В аэрономиче-ских моделях верхней атмосферы HD 209458b (см., например, Yelle, 2004) полагается, что при достижении температур порядка нескольких тысяч кельвинов и при плотности ~1010 см_3 происходит тепловое разрушение молекулярного водорода и образуется переходная Н2 ^ Н область в нижней термосфере экзопланеты. В верхних слоях термосферы доминирующую роль начинает играть фотоионизация атомарного водорода. Соответственно, состав верхней атмосферы с высотой меняется как Н2 ^ Н ^ Н+, что является дополнительным фактором формирования протяженной атмосферы, так как такое изменение состава сопровождается ростом характерной шкалы высоты. На рис. 1 представлены изменения с высотой состава и температуры в переходной Н2 ^ Н области верхней атмосферы HD 209458b для умеренного уровня звездной активности в соответствии с данными аэрономических моделей RY04 (Yelle, 2004) и GM07 (Garcia Munoz, 2007).
Видим, что изменение нейтрального состава от молекулярного к атомарному водороду происходит на высотах 1.04—1.20R/R0, а температура газа достигает нескольких 103 К. Здесь R0 — это радиус планеты. Значения температуры и плотности газа в переходной области согласуются с данными наблюдений (Ballester и др., 2007). Представленные на рис. 1 модели нейтральной верхней атмосферы, основными компонентами которых являются H2, H и He, будут использованы для проведения расчетов степени ионизации в термосфере ВПГ в настоящей статье. Соответственно, процессы ионизации основных нейтральных компонент фотонами hv звездного жесткого УФ-излучения и сопутствующим потоком образующихся при фотоионизации электронов ep с высокими энергиями могут быть представлены следующими схемами:
H 2 + hv, (ep) ^
H(1 s) + H(1s,2s,2 p) H + + e + (ep) H(1 s) + H + + e + (ep) H, He + hv, (ep) ^ HHe + + e + (ep).
(1)
Как показано в работе (Garcia Munoz, 2007), концентрации атомов кислорода и ионов углерода, наблюдавшихся в окрестности экзопланеты (Vidal-Madjar и др., 2004), более чем на порядок ниже, чем концентрации водорода в верхней атмосфере HD 209458b.
Поэтому в данной модели ионизации термосферы рассматриваются лишь основные компоненты термосферы HD 209458b.
Реакции, включенные в расчет химической кинетики
Реакция Коэффициент скорости, см3 с 1
Ы+ + е ^ Ы + Ы 1.86 х 10-7 7^0-43, здесь и далее Т — температура газа в К
Ы+ + е ^ Ы 2.52 х 10-10/-075
Ы+ + е ^ Ы2 + Ы 1.38 х 10-7 Т-030
Ы+ + е ^ Ы + Ы + Ы 4.15 х 10-7 7-030
Ы+ + Ы2 ^ Ы+ + Ы 2.08 х 10-9
Ы+ + Ы ^ Ы+ + Ы2 6.4 х 10-10
Ы+ + Ы ^ Ы+ + Ы2 2.08 х 10-9 е-19900/т
Ы2 + Ы2, Ы ^ Ы + Ы + Ы2, Ы 7.6 х 10-5Т-14 е-52530/т
Ы+ + Ы2 + Ы2, Ы ^ Ы+ + Ы2, Ы 3.2 х 10-29
Ы + Ы + Ы, Ы2 ^ Ы2 + Ы, Ы2 1.5 х 10-29 Т-13
КИНЕТИКА ФОТОИОНИЗАЦИИ
Жесткое УФ-излучение звезды поглощается атмосферным газом экзопланеты ЫБ 209458Ь и сопровождается возбуждением, диссоциацией и ионизацией атмосферных компонент, а также образованием потока фотоэлектронов с энергиями, достаточными для последующего возбуждения и ионизации атомарного и молекулярного водорода. Энергия ионизирующих фотонов обычно превышает потенциалы ионизации молекулярного и атомарного водорода и атомов гелия (1РЙ2 = 15.43 эВ, 1РЫ = 13.6 эВ, и 1РЫе = 24.59 эВ), а ее избыток распределяется между кинетической энергией электронов и энергией возбуждения внутренних состояний образующегося иона. Скорость образования фотоэлектронов на заданной высоте г в верхней атмосфере определяется стандартным выражением
е(Е, г) = XXпк (*)}Ш
к I
(2)
х ехр(-т(А,, 1))<з'кРк Ек,),
где оптическая толща т равна
г) = X стк
и пк — числовая плотность нейтральной компоненты к, а'к (А) и а а (А) — это зависящие от длины волны А сечения ионизации и поглощения соответственно. В выражении (2) использованы относительные выходы рк(к, Ек1
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.