Открытие экзопланет, Планетные системы

Введение в "обзор итогов 1995-2005".
До 1995 года Солнечная система была единственным примером планетной системы вокруг солнцеподобной звезды, и вопрос о распространенности планетных систем был более философским, нежели научным. Открытие экзопланеты, вращающейся вокруг звезды 51 Пегаса, положило начало постоянному росту числа известных экзопланет. В течение следующих десяти лет стало известно, что газовые гиганты широко распространены, и что процесс формирования планет может давать удивительное разнообразие конфигураций: планеты с массами значительно больше массы Юпитера, планеты, движущиеся по высокоэллиптичным орбитам, планеты, вращающиеся на расстоянии менее 10 звездных радиусов, планеты в резонансных многопланетных системах и планеты, вращающиеся вокруг компонентов двойных звездных систем. Понимание физических причин такого разнообразия является центральной проблемой теории формирования планет. Роль наблюдений состоит в нахождении ограничений, которые помогут теоретикам моделировать широкий спектр свойств наблюдаемых внесолнечных планет.
Если к моменту первой конференции PPIV было известно 7 или 8 планет (и 17 кандидатов в планеты было оглашено во время слушаний), то сейчас число известных экзопланет превысило 170. Располагая таким количеством примеров, можно изучать статистически значимые тенденции, которые проявляются в распределении орбитальных элементов планет и свойствах родительских звезд. Особенности этих распределений - следы процессов формирования и эволюции экзопланетных систем, они помогают уточнить модели формирования планет.
В обзоре представлены основные статистические результаты, полученные с помощью спектроскопических наблюдений за последнее десятилетие. Дополнительно к орбитальным свойствам планет и характеристикам родительских звезд будет описана эволюция метода измерения лучевых скоростей за последние 2 года, а именно:
- роль, играемая доплеровскими измерениями в подтверждении и изучении кандидатов в планеты среди множества кандидатов, преложенных транзитными и фотометрическими программами,
- развитие специально разработанных спектрографов с высоким разрешением, достигающих точности в измерении лучевых скоростей порядка 1 м/сек.
Эта высочайшая точность позволит методом измерения лучевых скоростей находить планеты земного типа.

Орбитальные свойства экзопланет.
В результате работы множества программ поиска планет (Лик, Кек, AAT, ELODIE, CORALIE) и начала новых крупных проектов (напр. HARPS), нам известно множество внесолнечных планет. Наиболее заметная особенность их свойств - широкое разнообразие орбитальных характеристик. Это разнообразие бросает вызов привычным взглядам на формирование планет.

Рисунок 1. Диаграмма эксцентриситет - большая полуось орбиты. Величина "точек" пропорциона-льна минимальной массе кандидатов в планеты, т.е. величине m sin i (m sin i < 18 масс Юпитера)

Рисунок 1 показывает орбитальный эксцентриситет известных внесолнечных планет как функцию большой полуоси их орбит. На рисунке ясно видны различные свойства внесолнечных планет: малое расстояние до звезды, высокий эксцентриситет орбит, большая масса.

Статистические свойства гигантских планет должны быть получены из обзоров, которые сами хорошо статистически определены (например, включают в себя все объекты из ограниченного объема), и которые имеют хорошо понятные пороги обнаружения планет с различными орбитальными свойствами. (Говоря своими словами, очень важно учитывать факторы, приводящие к наблюдательной селекции. В.В.) Есть несколько программ, которые отвечают этим требованиям, включая программу поиска планет в ограниченном объеме CORALIE (Udry и др., 2000), а также FGKM-обзор на телескопе им. Кека, где рассматривались звезды ограниченной звездной величины ((Marcy et al., 2005). На приведенных в обзоре диаграммах представлены планеты, обнаруженные во всех программах поиска, основанных на измерении лучевых скоростей. Отметим, что обсуждаемые свойства планет согласуются со свойствами, полученными из единичных статистически хорошо определенных программ.

Число внесолнечных планет-гигантов.
Наиболее фундаментальное свойство, которое может быть получено из программы поиска планет - это доля рассмотренных звезд, у которых есть планеты. Учитывая типичную точность доплеровских измерений в несколько м/сек и ограниченную продолжительность наблюдений, мы можем определить эту долю только для специфической области параметров, а именно для планет с массами больше, чем Mmin, и с периодами короче, чем Pmax. Иначе говоря, мы можем найти только минимальную долю звезд, имеющих планеты, а именно, звезды с планетами, попадающими в ограниченную область параметров.
Для планет, чья масса больше 0,5 массы Юпитера, Marcy в 2005 году нашел по наблюдениям Lick+Keck+AAT, что 16/1330 = 1,2% солнцеподобных звезд имеют горячие юпитеры (период меньше 10 дней, большая полуось меньше 0,1 а.е.) и 6,6% звезд имеют планеты ближе 5 а.е. По результатам программы CORALIE (включающей звездные пары) для той же минимальной массы планет (1/2 массы Юпитера) только 9/1650 = 0,5% звезд имеют горячие юпитеры и 63/1650 = 3,8% звезд имеют планеты ближе 4 а.е. Однако двойные звезды с видимыми расстояниями между компонентами меньше 2-6 угловых секунд обычно исключаются из программ поиска планет (наряду с быстро вращающимися звездами). Поэтому если мы ограничиваемся звездами, подходящими для поиска планет (т.е. не двойными и с v sin i меньше 6 км/сек), то окажется, что для программы CORALIE 9/1120 = 0,8% звезд имеют гигантские планеты на орбитах ближе 0,1 а.е., и 63/1120 = 5,6% звезд имеют планеты ближе 4 а.е. В пределах статистических ошибок эти два результата находятся в хорошем согласии друг с другом.
Истинную долю наличия гигантских планет можно еще лучше оценить с учетом эффективности обнаружения (которая является функцией массы и орбитального расстояния), используя моделирование методом Монте-Карло. Для крупнейших обзоров это еще не сделано. Но для программы ELODIE (где наблюдались одиночные звезды ограниченной звездной величины) хотя и с большими статистическими ошибками, вызванными малым числом обследованных звезд, Naef и др. (2005) нашли, что доля звезд, имеющих горячие юпитеры с массой больше 0,5 массы Юпитера и периодом меньше 5 суток, составляет 0,7 ± 0,5%, а доля всех планет такой же массы с периодом меньше 3900 суток составляет 7,3 ± 1,5%. Похожие анализы были получены Cumming et al. (1999) для Ликского обзора и Endl et al. (2002) для программы поиска планет с помощью спектрометра Coudґe-echelle на обсерватории ESO. В совпадающей области параметров все три анализа находятся в хорошем согласии друг с другом.
Поскольку время наблюдений непрерывно растет и наша способность обнаруживать планеты меньших масс все совершенствуется, мы ожидаем, что доля звезд, имеющих планетные системы, окажется существенно выше относительно вышеприведенных значений и достигнет 50% и даже больше.

Распределение планет по массам.
Уже после обнаружения нескольких внесолнечных планет стало ясно, что эти объекты нельзя рассматривать как маломассивный хвост распределения звездных компаньонов в двойных звездных системах (с низкой величиной m sin i из-за малого наклонения i оси вращения системы к лучу зрения). Явный бимодальный вид распределения масс вторых компонент у звезд солнечного типа считался самым очевидным доказательством различия механизмов формирования звездных пар и планетных систем. Интервал между двумя популяциями (еще называемый "пустыней коричневых карликов"), соответствующий массам между 20 и 60 масс Юпитера, практически пуст, по крайней мере, для орбитальных периодов короче 10 лет. Однако вероятно наложение этих двух распределений; в этой области нелегко разделить маломассивные коричневые карлики от массивных газовых планет только по измеряемой величине m sin i, без дополнительной информации о формировании и эволюции этих систем. ("Рабочее" определение планеты было предложено рабочей группой IAU, основываясь на пределе массы в 13 масс Юпитера, достаточном для воспламенения дейтерия. Говоря своими словами, планета - это объект с массой, меньшей 13 масс Юпитера, объект с большей массой считается коричневым карликом или звездой. В.В.)

Рисунок 2. Распределение по минимальной массе (величине m sin i) спутников звезд солнечного типа. Виден глубокий минимум в области масс, соответствующей коричневым карликам (от 0,01 до 0,1 масс Солнца). Штрих прямоугольниками отмечены планеты, обнаруженные с помощью спектрометра HARPS.

Рассматривая маломассивную часть распределения планет по массам, мы видим, что с уменьшением массы количество планет растет. Marcy et al. (2005) нашел, что DN/dm ~ M-1,05 для их обзора FGKM. Это соотношение не зависит от неизвестного параметра sin i, который просто увеличивает вертикальную шкалу. Маломассивная часть этого распределения плохо изучена из-за наблюдательной неполноты; самые маломассивные планеты труднее всего обнаружить из-за того, что вызываемые ими лучевые скорости звезд малы. Весьма вероятно, что есть значительная популяция планет с массами меньше массы Сатурна. Эта тенденция подтверждается аккреционными моделями формирования планет. В частности, ожидается большое количество "твердых" планет.

Распределение планет по периодам.
Рисунок 3 показывает распределение по орбитальным периодам известных внесолнечных планет.

Рисунок 3. Распределение известных внесолнечных планет-гигантов, открытых с помощью метода измерения лучевых скоростей звезд и вращающихся вокруг звезд главной последовательности, по периодам. Заштрихованная часть гистограммы показывает "легкие" планеты с m sin i < 0,75 масс Юпитера. Для сравнения, черным показано распределение по периодам планет с массами порядка массы Нептуна.

Многочисленные планеты-гиганты, вращающиеся очень близко вокруг своих родительских звезд (период меньше 10 дней) стали совершенно неожиданными для исследователей. Стандартная модель (например, Pollack et al., 1996) предполагала, что планеты-гиганты формируются из ледяных гранул во внешних частях системы, где температура протопланетной туманности достаточно низка. Слипание таких гранул обеспечивает формирование твердого ядра, которое начинает притягивать окружающий газ в течение жизни протопланетного диска (примерно 10 миллионов лет). Однако обнаружение планет-гигантов глубоко внутри "ледяной линии" требует, чтобы эти планеты подверглись процессу перемещения, миграции по направлению к родительской звезде. Альтернативная точка зрения предлагает формирование таких планет уже "на месте", возможно, благодаря нестабильности в протопланетном диске. Заметим, однако, что даже в таком случае взаимодействие планеты и диска будет изменять орбиту планеты, как только та сформируется. Предполагается, что наблюдаемый максимум планет с периодами около 3 дней является следствием миграции, причем еще требуется останавливающий механизм, который препятствовал бы падению планет на звезды.
Другая интересная особенность распределения планет по периодам - это увеличение количества планет с ростом расстояния от родительской звезды. Это не эффект наблюдательной селекции, поскольку методом измерения лучевых скоростей из двух планет одинаковой массы легче обнаружить планету с более коротким периодом. Уменьшение количества планет с периодами больше 10 лет почти наверняка является результатом ограниченной продолжительности большинства программ поиска планет методом измерения лучевых скоростей.
Полное распределение планет по периодам можно представить себе состоящим из двух частей: главное распределение, в котором число планет растет с увеличением периода и максимум которого еще не определен, и вторичное распределение планет, мигрировавших внутрь системы. Наблюдаемый минимум планет с периодами между 10 и 100 днями реален и отражает область пересечения между этими двумя распределениями. Минимальная (плоская) экстраполяция распределения в сторону больших периодов примерно удвоила бы число образовавшихся планет. Согласно этой экстраполяции, существует большое количество еще неоткрытых планет-гигантов на расстояниях 5-20 а.е. Этот вывод имеет первостепенную важность для проектов по прямой регистрации внесолнечных планет большими телескопами, например, VLT или Gemini Planet Finder, и космическими миссиями, такими как TPF (НАСА) или Дарвин (ЕКА).

Распределение период-масса.
Распределение планет по орбитальным периодам подчеркивает роль процессов миграции, лежащих в основе наблюдаемой конфигурации экзопланетных систем. Дополнительная корелляция замечена между периодом и массой планеты. Эта корреляция проиллюстрирована на Рисунке 4, показывающем диаграмму масса-период для известных экзопланет, вращающихся вокруг звезд главной последовательности.

Рисунок 4. Зависимость период-масса для известных внесолнечных планет, вращающихся вокруг звезд главной последовательности. Пустые квадратики обозначают планеты, вращающиеся вокруг одного из компонентов двойной звездной системы. Черные точки обозначают планеты у одиночных звезд. Пустые точки показывают планеты из многопланетных систем. Звездочки соответствуют планетам с массой порядка массы Нептуна. Пунктирный прямоугольник очерчивает область периодов меньше 100 дней и масс больше 2,25 масс Юпитера. Точечная линия связывает 2 массивных компонента, вращающихся вокруг HD 168443.

Самая заметная особенность на этом рисунке - недостаток массивных планет на тесных орбитах. Это не эффект наблюдательной селекции, поскольку такие планеты легче всего обнаружить. Эффект становится еще поразительнее, если мы пренебрежем кратными звездами: на диаграмме оказывается полная пустота для масс больше 2 масс Юпитера и периодов меньше 100 дней. Есть только один кандидат HD 168443 b, возможно, являющийся членом двойной системы из коричневых карликов.
Сценарий планетных миграций может естественно привести к недостатку массивных планет на тесных орбитах. Например, было показано, что миграция 2 типа (когда планета очищает промежуток в диске) менее эффективна для массивных планет; иначе говоря, массивные планеты оказываются на более широких орбитах, чем маломассивные. Альтернативный вариант состоит в том, что когда мигрирующая планета оказывается слишком близко от звезды, процесс взаимодействия планеты и звезды приводит к перетеканию части вещества планеты на звезду и уменьшению массы планеты, или падению массивной планеты на звезду.
Другая интересная особенность орбитально-массового распределения - увеличение максимальной массы планеты с увеличением расстояния от родительской звезды (Рисунок 5). Это не эффект наблюдательной селекции: массивные планеты легче всего обнаружить именно на тесных орбитах, но они предпочитают находиться на более удаленных орбитах.

Рисунок 5. Средние (черные кружочки) и наибольшие (пустые кружочки) массы планет, усредненные по интервалу периодов с шагом log (периода, дни) = 0,2. Хотя массивные планеты легче всего обнаружить на короткопериодичных орбитах, наблюдается увеличение максимальной массы планеты с увеличением расстояния от планеты до звезды.

Это также можно понять в контексте миграционного сценария. Как ожидается, более массивные планеты формируются дальше в протопланетном диске, где большое количество сырья для пополнения массы и более длинный орбитальный путь обеспечивает большую зону питания. Тогда начало миграции может быть затруднено тем, что придется рассеять большую часть диска, чтобы преодолеть инерцию планеты. Это замечание подтверждается наблюдением, что горячие юпитеры имеют меньшие массы (m sin i меньше 0,75 масс Юпитера), при которых миграция происходит легче. Также замечено, что хаотические гравитационные взаимодействия между планетами легче меняют орбиты легких планет (с низкой инерцией), которые рассеиваются на окраины системы или внутрь нее, тогда как массивные планеты (с высокой инерцией) значительно труднее сместить из области их формирования. Слабость же этой гипотезы заключается в том, что относительное количество короткопериодических планет и распределение их по эксцентриситетам с трудом могут быть воспроизведены с разумными предположениями для этих моделей.
Как обсуждалось выше, эмпирические наблюдения указывают на уменьшение эффективности миграции с ростом массы планеты. Моделирование планетных миграций в вязких дисках согласуется с этим предположением. Поэтому весьма разумным кажется предположение, что большое количество массивных планет находятся на долгопериодических орбитах и еще не обнаружено из-за ограниченности времени текущих обзоров. Между тем более молодые звезды, для которых метод измерения лучевых скоростей не пригоден из-за свойственного этим звездам акустического шума, будут подходящими целями для поисков планет путем прямого получения их изображений. Менее массивные планеты также могут прекрасно существовать на долгопериодических орбитах, однако эти планеты трудно обнаружить, если точность измерения лучевых скоростей хуже 3 м/сек. Удаленные маломассивные планеты, вращающиеся вокруг звезд с низкой хромосферной активностью, могут быть обнаружены путем высокоточных доплеровских наблюдений на протяжении десяти лет и более.

Планеты-гиганты в кратных системах.
Среди примерно 170 внесолнечных планет, открытых к настоящему времени, около 20 вращаются вокруг звезд, входящих в двойные и кратные звездные системы. Эти системы покрывают широкий диапазон взаимных расстояний между звездами: от 20 а.е. для двух спектроскопических двойных до более чем 1000 а.е для широких визуально-двойных пар. Хотя выборка и небольшая, существует разница между планетами, вращающимися вокруг компонента двойной системы, и планетами, вращающимися вокруг одиночных звезд, которая заметна на диаграммах зависимости масса-период (Рисунок 4) и эксцентриситет-период (Рисунок 6). Как отмечено Zucker and Mazeh (2002), наиболее массивные короткопериодические планеты все найдены в двойных или кратных звездных системах. Планеты, вращающиеся вокруг компонента кратной системы, показывают тенденцию обладать очень низким эксцентриситетом, если их орбитальный период короче примерно 40 дней. Единственное исключение - "массивный" компаньон HD 162020, являющийся, скорее всего, маломассивным коричневым карликом. Эти наблюдения дают основания предполагать, что в истории этих систем работал один из видов процесса миграции. Однако свойства пяти короткопериодических планет, вращающихся в кратных звездных системах, кажется, трудно увязать с современными моделями формирования и эволюции планет, по крайней мере, если мы хотим одним механизмом объяснить все их особенности.
Даже если орбитальные параметры двойных звезд, имеющих планеты, до сих пор точно не известны, мы уже имеем некую информацию - а именно, расстояние между компонентами двойной и свойства самих звезд. Однако никакой очевидной корреляции между свойствами этих планет и известными орбитальными характеристиками двойных звезд или массами звезд пока не найдено. Из-за ограничений доступных наблюдательных методов большинство обнаруженных планет - гигантские планеты типа Юпитера; существование планет меньших масс в кратных звездных системах пока не доказано. Поиски внесолнечных планет с помощью метода измерения лучевых скоростей звезд показывают, что планеты-гиганты существуют в определенных типах кратных звездных систем. Число таких планет довольно низкое, возможно, отчасти потому, что тесные двойные - трудная цель для поиска планет методом измерения лучевых скоростей, и они обычно исключаются из соответствующих обзоров. Однако даже если обнаружение и изучение планет в двойных системах труднее, чем обнаружение и изучение планет около одиночных звезд, это все равно стоит делать ради получения новых ограничений на модели формирования и эволюции планетных систем.

Эксцентриситеты планет-гигантов.
Внесолнечные планеты с орбитальными периодами больше 6 дней имеют эксцентриситеты значительно больше, чем планеты-гиганты в Солнечной системе (Рисунок 6). Их средний эксцентриситет равен е = 0,29. Распределение эксцентриситетов этих планет напоминает аналогичное распределение для двойных звезд, охватывая почти полный диапазон от 0 до 1. Орбиты планет с периодами меньше 6 суток скруглены приливными силами.

Рисунок 6. Диаграмма эксцентриситет-период для известных внесолнечных планет. Пустые квадратики обозначают планеты, вращающиеся вокруг одного из компонентов двойной звездной системы. Черные точки обозначают планеты у одиночных звезд. Пус-тые точки показывают планеты из многопланетных систем. Планеты, обнаруженные в фотометрических (транзитных) обзорах и обзорах поиска планет у звезд с высокой металличностью, показаны черными треугольниками. Звездочками показаны планеты с массами порядка массы Нептуна. Скобками () очерчена система HD 162020. Точечная линия показывает область приливного скругления орбит с периодами меньше 6 суток. Пунктирная линия очерчивает область с эксцентриситетами е > 0,05 и периодами меньше 40 дней.

Происхождение эксцентриситетов внесолнечных планет-гигантов может быть вызвано действием различных механизмов: гравитационного взаимодействия между соседними планетами-гигантами, взаимодействия планеты-гиганта с планетезималями на ранних стадиях образования планетной системы, влияния дополнительного звездного или планетного компаньона, и т.п. Последний эффект в ряде случаев кажется наиболее интересным. Средняя скорость некоторых планет с высоким эксцентриситетом показывает дрейф, согласующийся с присутствием долгопериодического компаньона. Гравитационное влияние более удаленного компаньона может вызвать наблюдаемый высокий орбитальный эксцентриситет. Этот эффект был предложен как механизм увеличения эксцентриситета планеты, вращающейся вокруг звезды 16 Cyg B (Mazeh et al., 1997). Однако Takeda and Rasio (2005) показали, что такой процесс, действуя в одиночку, привел бы к чрезмерному количеству планет как очень высоким (е > 0,6), так и с очень низким (е < 0,1) эксцентриситетом. Таким образом, требуется, по крайней мере, еще один дополнительный механизм для воспроизведения наблюдаемого распределения по эксцентриситетам. Фактически, ни один из предложенных механизмов возникновения эксцентриситета не в состоянии в одиночку объяснить наблюдаемое распределение эксцентриситетов внесолнечных планет.
На малых орбитальных расстояниях планеты-гиганты подвергаются приливному скруглению своих орбит. Для периодов меньше 6 дней все газовые гиганты находятся на почти круговых орбитах (е < 0,05). Несколько пограничных случаев (с эксцентриситетом около 0,1) недавно были обнаружены в обзорах, ориентированных на поиск короткопериодических планет, и имеют очень неуверенную оценку эксцентриситета - даже совместимую с нулем. С большим количеством данных о лучевой скорости, охватывающих несколько орбитальных периодов, средне-взвешенные оценки эксцентриситета могут уменьшаться. Или, напротив, в некоторых из этих систем может быть найден дополнительный компаньон.
В случае многопланетной системы простая кеплеровская (однопланетная) модель может замыть часть более долгопериодической кривой суммы скоростей, искусственно раздувая орбитальный эксцентриситет. Дополнительные компаньоны могут также за счет приливного взаимодействия увеличивать эксцентриситет короткопериодических систем.
Могут быть также корреляции между эксцентриситетом и периодом, а также между эксцентриситетом и массой планеты. Для наиболее массивных планет (чья масса превышает 5 масс Юпитера) замечен систематически более высокий эксцентриситет, чем для планет более низких масс. Это не может быть эффект селекции. Если планеты формируются на круговых орбитах, высокие эксцентриситеты самых массивных планет весьма озадачивают. Такие массивные планеты имеют наибольшую инерцию и слабее всего поддаются влияниям, стремящимся согнать их с первоначальных круговых орбит. Заметим, что наиболее массивные планеты, как правило, находятся на значительном расстоянии от звезды, так что эксцентриситет и орбитальный период оказываются связаны. Долгопериодические планеты обычно наблюдаются в течении только одного периода обращения и редко с хорошим фазовым покрытием. Это может привести к переоценке эксцентриситета некоторых кеплеровских орбит, но кажется крайне маловероятным, что за наблюдаемую корреляцию отвечает одно только неправильное моделирование. Наконец, как показано на Рисунке 6, в обзорах появилось несколько долгопериодических планет с низким эксцентриситетом. Они составляют небольшую группу так называемых аналогов Солнечной системы.

Путь к очень высокой точности.
Ниже массы Нептуна.
После десятилетия открытий в области внесолнечных планет-гигантов, в результате измерений лучевых скоростей солнцеподобных звезд с очень высокой точностью, в поисках других миров был взят новый важный рубеж. Большинство обнаруженных планет являются газовыми гигантами, подобными Юпитеру, с типичной массой около 100 масс Земли. Однако за последний год было открыто 7 планет с массами порядка массы Урана или Нептуна (6-21 масс Земли)

Таблица 1.

планета	орбитальный период, дни	m sin i, масс Земли	лучевая скорость звезды, вызванная планетой, м/сек	q, 10-5
HD 160691 c	9,6	14	0,9	4,2
55 Cnc e	2,81	14	5,4	4,7
HD 4308 b	15,6	14	1,3	5,4
HD 190360 c	17,1	18	3,5	6,0
Gl 876 d	1,94	6	4,6	6,0
Gl 436 b	2,6	21	5,3	16,0
Gl 581 b	4,96	17	2,5	17,1

Таблица, суммирующая свойства недавно открытых планет с массами порядка массы Нептуна. Параметр q = m sin i/M star

Из-за таких маленьких масс и своего положения в планетных системах, близкого к родительским звездам, они могут состоять в основном из тяжелого каменного/ледяного ядра; возможно, они потеряли значительную часть своей атмосферы или просто сформировались, не аккумулировав ее в значительном количестве.
Эти планеты, вместе с недавно открытыми планетами с массами ниже массы Сатурна на среднепериодических орбитах, населяют маломассивный конец распределения планет по массам, область, где очень сильна неполнота обнаружения. Открытие очень маломассивных планет, которые находятся так близко к порогу обнаружения их методом измерения лучевых скоростей, говорит о том, что такие объекты могут быть широко распространены. Само существование таких планет - еще одно неожиданное открытие для теоретиков. Действительно, уже было сделано предсказание, что планеты с массами между 0,1 и 1 массой Сатурна и большой полуосью орбиты между 0,1 и 1 а.е. будут редки (так называемая пустыня планет, Ida and Lin, 2004a). По крайней мере, в настоящий момент наблюдения не подтверждают это предсказание (хотя очень немного известно о реальном населении этой гипотетической пустыни).
Обнаружение планет с очень низкой массой стало возможным после ввода в эксплуатацию нового поколения инструментов, способных измерять лучевые скорости звезд с беспрецедентной точностью. Одна рабочая лошадка работы с высоким разрешением - это спектрограф с высокой разрешающей способностью HARPS, принадлежащий обсерватории ESO и специально разработанный для программ поиска планет и астросейсмологии. HARPS уже оказался самым точным измерителем лучевых скоростей звезд, достигнув инструментальной точности порядка 1 м/сек на интервале от месяца до года, и еще лучшим на более коротких интервалах. Телескоп им. Кека с обновленным детектором спектрометра HIRES также достигает точности 1 м/сек с демонстрацией стабильности с августа 2004 года.
Другое фундаментальное изменение, которое позволило продвинуться в обнаружении планет очень малых масс - применение осторожной наблюдательной стратегии, состоящей в уменьшении "шумящего" эффекта звездных колебаний, которые могут замыть маленький сигнал, вызванный планетой с массой порядка массы Нептуна. Еще несколько лет назад поведение звезд в области лучевых скоростей менее 3 м/сек было совершенно неизвестным. Однако астросейсмологические наблюдения, выполненные HARPS, ясно дали понять, что достигнутая точность определяется уже не особенностями наблюдательных инструментов, а свойствами самих звезд.
Действительно, звездные колебания в р-моде на коротких интервалах времени (минуты), и звездные колебания, вызванные внутренней активностью на более длинной шкале времени (дни) могут, и действительно вызывают, существенные изменения лучевой скорости на уровне точности измерений HARPS. Только G и K-карлики с тихой хромосферой показывают колебания на уровне нескольких десятков см/сек, которые могут складываться в колебания с амплитудой в несколько м/сек. Как следствие, любая экспозиция со временем накопления сигнала, более коротким, чем период колебания звезды, или короче, чем временная шкала интерференции различных мод колебаний звезды, может случайно попасть на максимум или минимум интерференционной картины и внести, таким образом, дополнительный "шум" в измерения лучевой скорости. Это явление может серьезно поставить под угрозу способность обнаруживать планеты малых масс вокруг звезд солнечного типа посредством техники измерения лучевых скоростей звезд.
Для минимизации этого эффекта для поиска планет методом измерения лучевых скоростей выбирают звезды с подходящими параметрами, а именно медленно вращающиеся звезды с низкой активностью. Для того, чтобы уравновесить звездные колебания, каждое наблюдение должно продолжаться, по крайней мере, 15-30 минут. Эта стратегия сейчас применяется к звездам, наблюдаемым с самым высоким разрешением, в Kek и HARPS-программах поиска планет. Иллюстрация полученных результатов представлена на гистограмме дисперсии лучевых скоростей, полученной из высокоточного обзора HARPS (Рисунок 7).

Рисунок 7. Гистограмма наблюдаемой дисперсии лучевых скоростей звезд в подпрограмме HARPS. Наблюдались 124 звезды. Положение планет, обнаруженных с помощью HARPS, отмечено черными прямоугольниками.

У большинства звезд дисперсия лучевых скоростей составляет около 2 м/сек, с увеличением дисперсии количество звезд быстро уменьшается. Более 80% звезд имеют дисперсию меньше 5 м/сек, и более 35% звезд имеют дисперсию меньше 2 м/сек. В настоящее время объявлено о планетах с массой 14 масс Земли, вращающихся вокруг HD 160691 и HD 4308, открытых благодаря наблюдениям высокого разрешения с помощью спектрометра HARPS.

Предыдущая - Следующая

Исследование Солнечной Системы - Астрономия
Архив новостей	Характеристики	Галерея космоса	Наука и космос	Главная