Транзиты внесолнечных планет на низких орбитах

Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 2007, 60-61, 88-99

© Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2007

Транзиты внесолнечных планет на низких орбитах

Л. В. Кеанфомалити

Институт космических исследований РАН, Москва

Деление внесолнечных планет (экзопланеты) на две группы по параметрам орбит было выявлено в первые же годы исследований этих новых объектов. “Горячие юпитеры” с а < 0.15 а.е. и периодом, не превышающим 10 суток, находятся на низких круговых орбитах. Этим они резко отличаются от более массивных (главным образом) объектов на высоких орбитах с большими периодами (до 10 лет) и эксцентриситетами до е = 0.9. В предлагаемой работе рассматриваются внесолнечные планеты с орбитами, позволяющими наблюдать их транзиты (прохождения по диску звезды). Сопоставление экспериментальных данных, полученных при наблюдении транзитов “горячих юпитеров”, с выводами теории позволяет сделать заключение о водородном (главным образом) составе объекта HD 209458b (и других “горячих юпитеров”) и о вероятном наличии у них сильного магнитного поля. Вместе с тем результаты исследований транзитов указывают на возможность существования различных подтипов внесолнечных планет, в том числе планет с массивным ядром из тяжелых элементов.

TRANSITS OF EXTRASOLAR PLANETS AT LOW ORBITS, by L.V.Ksanfomaliti. Division of extrasolar planets (exo-planets) into two groups according to parameters of their orbits was discovered in the very first years of studying these new objects. “Hot jupiters” with а < 0.15 a.u. and periods less than 10 days are in low circular orbits. This is their drastic difference from mainly more massive objects in high orbits with large periods (up to 10 years) and eccentricities up to е = 0.9. This paper considers extrasolar planets with orbits permitting one to observe their transits (passages across the star disk). Comparison of experimental data obtained in observations of transits of “hot jupiters” with theoretical conclusions allows us to infer that the chemical composition of the object HD 209458b (and other “hot jupiters”) is mainly hydrogen, and magnetic field is probably present. At the same time, the results of studying transits indicate that there probably exist different subtypes of extrasolar planets including ones with a massive core of heavy elements.

1. Введение

К осени 2006 г. общее число открытых планет у других звезд достигло 208. Значительная их часть, более 50 экзопланет, имеет большую полуось орбиты в пределах 0.15 а. е., что определяет вероятность наблюдений транзитов для этой группы (т.е. расположение наблюдателя в плоскости орбиты экзопланеты) достаточно высокими значениями, от 0.06 до 0.20. В течение 5-ти лет внесолнеч-ная планета HD 209458b оставалась, не считая объектов OGLE, единственной с обнаруженным транзитом. Надежды найти другой объект с транзитами долго не оправдывались, зато был обнаружен ряд эффектов, сходных в наблюдениях с транзитами. В частности, так могут себя проявлять устойчивые пятна на звезде или затменные двойные (Charbonneau, 2003а, Ь). Когда наблюдатели сни-

зили ожидаемый эффект ослабления света звезды при транзитах до 0.2-0.3% (у HD 209458 ослабление составило 1.6%), были обнаружены еще две экзопланеты с транзитами, HD 149026b и TrES-1 (Sato et al., 2006; Alonso et al., 2004). Благодаря высокой активности исследователей, использующих метод лучевых скоростей (МЛС), возможные звезды-кандидаты на обладание планетными системами в пределах сферы, скажем, 150 пк, быстро исчерпываются. А исследование объектов OGLE, хотя число их растет, мало что может дать физике внесолнечных планет, поскольку у столь далеких слабых объектов даже тип компаньона (планета-гигант, коричневый карлик или звезда малой массы) определить очень сложно (Gonzalez, 2003).

Набор свойств HD 209458 оказался весьма благоприятным для исследований, несмотря на его

сравнительно большую удаленность, 47 пк (Schneider, 2006). Это звезда класса G0 (¥ = 7^65) с достаточно спокойной фотосферой, допускающей MJIC-измерения вплоть до 3 м/с. Ее характеристики: М = 1.06MS, R*=1.18Rs, возраст составляет 5.2 Глет (Cody, Sasselov, 2002). Хотя в настоящее время в системе обнаружена только одна планета, но это наиболее интересный объект нового клас-саа — “горячий юпитер” с 3.5-суточным периодом, типичный для внесолнечных систем и совершенно чуждый Солнечной системе.

Отметим, что предельные возможности метода лучевых скоростей ныне близки к 1.5 м/с (Santos et al., 2003; 2005) и определяются главным образом нестабильностью фотосфер звезд солнечного типа. Метод поиска экзопланет по периодическому изменению лучевых скоростей тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Основные соотношения для кеплеровских составляющих лучевой скорости звезды приводились в работе Ксан-фомалити (2000). В результате обращения звезды с массой М и планеты с массой m вокруг общего барицентра системы в лучевой скорости звезды появляется знакопеременная (кеплеровская) составляющая Vetlfj (с периодом Т и фазой ф), которая указывает на наличие планеты. Отношение больших полуосей орбит звезды г и планеты R определяется равенством их моментов, mR = Mr.

Интересно отметить, что в работах (Giampapa и др., 1995; Borucki и др., 1985), опубликованных накануне открытия первого “горячего юпитера” 51 Pegb, указывалось, что перспективы обнаружения гипотетических внесолнечных планет, имеющих транзиты, сомнительны. Авторы исходили из того, что и вероятность благоприятного для наблюдения транзитов положения плоскости орбиты низка (для такой пары, как Солнце - Юпитер, — 6-10-4), и явление происходит исключительно редко (например, для Юпитера в Солнечной системе

— 1 раз в 12 лет). Существование короткопериодических “горячих юпитеров” никто не предполагал — их открытие оказалось полной неожиданностью. Что же касается транзитов, они стали новым мощным инструментом астрофизики, позволяющим исследовать не только экзопланету, но и саму “родительскую” звезду.

Если R* и Rp — радиусы звезды и планеты и а

— большая полуось кеплеровской орбиты планеты, очевидное условие транзитов, исходя из геометрии наблюдения, имеет вид:

tg i > а /

где i — угол наклона орбиты.

Вероятность Pt наблюдаемости транзитов составляет

Pt =

Для планет на низких орбитах с а < 0.15 а.е.

tt

t

вплоть до 20%.

2. Система HD 209458

Транзиты объекта HD 209458b (рис. 1) впервые наблюдались практически одновременно наземными и космическими средствами (Charbonneau и др., 2000; Henry и др., 2000). Последующие поиски этого эффекта у 20-ти звезд проводились многими группами исследователей (до 20-ти на 2003 г.), но успеха не имели (Horne, 2003). Учитывая незначительность доли звезд, имеющих “горячие юпитеры” (всего 0.0075, согласно Butler и др., 2001), а также произвольное положение плоскости их орбит, Charbonneau (2003b) определил вероятность встретить среди одиночных звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами планет на уровне 1/1300.

Благодаря высокой частоте транзитов, период HD 209458b определен с высокой точностью, 3.524738 сут. Большая полуось кеплеровской орбиты планеты составляет 0.045 а.е. Глубина модуляции яркости звезды, (Rp/R*)2, при транзитах достигает 1.6%. По длительности транзита удается легко найти широту прохождения планеты по диску звезды.

Из результатов наблюдений объекта HD 209458b можно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и природы других аналогичных гигантов. Для этого в настоящей работе использованы экспериментально установленные их параметры, прежде всего масса и радиус, а также выводы теории строения тел, подобных Юпитеру.

3. Размеры и состав гигантских планет, подобных HD 209458b

Радиусы планет-гигантов и звезд малой массы сложным образом зависят от массы этих объектов. По меньшей мере, три различных процесса могут определять их радиусы. В случае высоких давлений освобождающиеся электроны образуют вырожденный газ. Давление вырожденного газа р зависит от плотности р как р к р5/3 (и не зависит от температуры), а давление идеального газа как р к рТ. Если условия таковы, что давление вырожденного газа превосходит давление идеального газа, первое начинает играть превалирующую роль. Это соответствует, например, случаю коричневых карликов на границе термоядерной реак-

Рис. 1: Первые наблюдения транзит,ов объекта HD209458b, выполненные наземными средствами (а): Charbonneau et al. (2000), и с орбитальной обсерватории HST (b): Henry et al. (2000).

ции дейтерия. Тогда связь гравитационной энергии 7Мp/Rp (здесь y — гравитационная постоянная) , радиуса Rp и плотноети р определяется условием равновесия:

YMl/Rp ^Рр5/3,

1/3

и тогда радиус планеты Rp «1/Mp . Иными словами, с ростом массы планеты-гиганта, находящейся в равновесном состоянии, ее радиус будет уменьшаться, а не расти. Таким образом, у не слитком молодых по возрасту коричневых карликов в равновесном состоянии радиус Rp будет даже несколько меньше, чем у менее массивной плшявты-гигшятэ,.

У более горячих тел звезд малой массы, где преобладает тепловое давление (давление идеального газа) — радиус тела Rs будет пропорционален массе тела Ms, исходя из примерного равенства гравитационной y М2/Rs и тепловой (Ms/^)fcTn энергий,

yM2;/Rs ~

(здесь mh — масса атома водорода, k — посто-

n

сюда следует, что Rs <хМs, а средняя плотность ps (из Ms <х р^3) зависит от Ms как 1/М2. В случае менее массивных тел в действие вступают кулоповские силы, которые начинают преобладать над давлением вырожденного газа. Эта ситуация характерна для планет-гигантов, имеющих металличпость, близкую к солнечной, и старых коричневых карликов (подробнее см. de Pater, Lissauer, 2001.) В среде, где преобладает ку-лоповское давление, изменения плотности относительно невелики. В случае постоянной плотности — Rp <х p/3. Для планет-гигантов с пре-

имущественно водородно-гелиевым составом pp <х

Мр, где b значительно меньше единицы, т.е.

1/3

pp к p к p

Таким образом, можно ожидать, что планеты, имеющие близкую к солнечной металличпость (и состоящие, главным образом, из легких элементов водорода и гелия), будут иметь примерно одинаковые радиусы, близкие к радиусу Юпитера. Из приведенных выше соотношений следует интересный вывод, что похожие радиусы будут иметь и коричневые карлики, и даже наименее массивные звезды.

С приведенными выводами теории можно сравнить экспериментальные данные о планете-гиганте HD 209458b, “классическом” объекте с обнаруженными транзитами (Charbonneau и др., 2000; Henry и др., 2000). Благодаря наблюдениям транзитов (угол і = 86.1°, sin і = 0.998) масса объекта, в отличие от других впесолпечпых планет, установлена точно. Согласно Cody, Sasselov (2002), радиус планеты составляет Rp=(1.42-0;13)Rj а масса Мр=(0.69 ±0.02)Mj. Последнее значение близко к 0.67Mj из каталога California and Carnegie Planet Search (2003). Отсюда следует, что средняя плотность планеты весьма низкая

— 0.29 г/см3. Оценка радиуса планеты по данным транзитов составляет (1.35 ±0.06) RJ (Charbonneau, 2003а), что соответствует несколько более высокой плотности, 0.33 г/см3, остающейся, однако, вдвое ниже средней плотности Сатурна (0.67г/см3). В той же работе приводится и

±

0.05) R{T). Отсюда с учетом приведенных выше соотношений уже можно сделать определенные выводы о природе планеты. Для этого удобно воспользоваться работой Stevenson, Salpeter (1976), где па основании уравнения состояния были рассчитаны радиусы холодных тел, каждое из кото-

рых состоит из одного элемента: Fe, Mg, С, Не, Н, либо смеси 75% Н и 25% Не. Масса варьировалась от 1 до 10-6 солнечных. Дополненная диаграмма из работы (Stevenson, Salpeter, 1976) приведена на рис. 2. Горизонтальная ось имеет логарифмический масштаб. На диаграмме начальными буквами обозначены положения 4-х планет-гигантов Солнечной системы. Несмотря на оценочный характер диаграммы, она четко указывает на соответствие состава Юпитера и Сатурна солнечной металличности и, кстати, на несоответствие ей ме-талличностей Урана и Нептуна, что следует также из экспериментальных исследований последних десятилетий (миссия “Voyager 2”) и теоретических работ (Hubbard и др., 1995).

ниям о его составе (кривой для смеси водород-гелии) и не является предельным для планет-гигантов другого состава. В монографии de Pater, Lissauer (2001) приводится следующая оценка максимального радиуса Rmax (в км) самогравитирую-щего холодного тела состава Z:

Rmax= 105 Z / ImhMa

Здесь mh ^a — атомная масса, Z — атомный номер основного элемента. Выражение (5) получено на основе экспериментальных данных о поведении вещества при низких давлениях и теоретических моделей для высоких давлений. У чисто водородного тела Rmax составляет 82600 км, что значительно превышает радиус Юпитера (7.19-104 км).

Положение HD 209458b в верхней части диаграммы рис. 2 однозначно свидетельствует, что водород является основной составляющей этого небесного тела (возможно, с небольшой долей гелия в соответствии с космической пропорцией элементов). Ожидаемая высокая эффективная температура “горячих юпитеров” несколько смещает HD 209458b вверх на диаграмме, но и при любой коррекции она расположена значительно выше Юпитера. Следует отметить, что Hubbard et al. (2002) допускают полное отсутствие ядра у HD 209458b. Но даже в этом случае радиус HD 209458b примерно на 20% превышает теоретические оценки, что пока остается необъясненным (Burrows, 2003; 2005).

Эффективная температура Те “горячих юпитеров” определяется постоянной излучения звезды Eo, а также большой полуосью орбиты а и болометрическим альбедо Ав планеты. Eo (для HD 209458b при а — 1) превышает солнечную и составляет 2.11 кВт-м-2. Эффективная температура Те учитывает приток радиации па площадь п Rp и отток с площади 4 п Rp и определяется уравне-

НИбМ I

(1 - А в) Е0 / а2 = 4 а Т4,

где а — постоянная Стефана-Больцмана. Зависимость температуры Те от альбедо Ав экзопланеты представлена в табл. 1.

Таблица 1:

А В 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9

Те,К. 1426 1385 1340 1290 1231 1165 1084 980 823

Рис. 2: Зависимости масса-радиус (в солнечных единицах) для холодных сфер указанного состлва. На диаграмме показано положение Юпит,ера, Сатурна, У'рана и Нептуна (адаптировано из работы БЬемепяоп, БаЬреЛег, 1916). Звездочкой показано положение добавленного объекта НБ 209458Ь.

Из диаграммы следует, что с дальнейшим ростом массы, после достижения максимума, радиус тела будет уменьшаться. Показанное на диаграмме положение Юпитера соответствует представле-

Наиболее вероятны средние и низкие значения альбедо для ожидаемого состава облаков экзопланеты с эффективной температурой более 1000 К. Температуры в любом случае достаточно высоки и соответствуют примерно уровню 1 кбар в атмосфере Юпитера. В неадиабатической модели Ош11о1 и др. (1995) (рис. 3) это уровень базы самой внеттт-

ней конвективной зоны. В работах Burrows (1998,

2005), Goukenleuque и др. (2000) и других были рассмотрены результаты теоретического анализа состояния атмосферы “горячих юпитеров”. В целом, внешние области атмосферы “горячего юпитера”, наблюдаемые извне, должны быть обеднены тугоплавкими элементами, конденсирующимися при температурах 1700-2500 К и оседающими в ее более плотные слои. Таковы железо, алюминий, кремний. На уровне давления 10 бар, вероятно, расположены оптически плотные облака, со-

2 4 3

Не исключено присутствие других соединений и частиц восстановленного железа. В ближней ИК-области спектра планеты должны наблюдаться по-

4

принималось, что внешний облачный слой состоит из зерен 3 23

причем в надоблачной атмосфере должны присут-

24

пература планеты принималась равной 1350 К (из

в

позволили получить экспериментальные данные о составляющих ее атмосферы, существенно дополняющие теоретические исследования.

4. Аналогия с внутренним строением Юпитера

Использование в случае экзопланет уравнений состояния, полученных для Юпитера, вполне правомерно. Обычно в расчеты вводятся некоторые упрощения, позволяющие получить достаточно наглядные результаты. Зависимость давления р от плотности р представляется экспоненциальной функцией постоянной политропы п как

р к р

Крайние случаи соответствуют п = ж при р=0 (на внешней границе тела) и п = 3/2 при предельно высоких р, когда р к р5/3. При очень высоких давлениях в реальном теле планеты происходят фазовые переходы.

Для планеты-гиганта солнечного состава фазовый переход водорода в металлическое состояние происходит при давлении около 1.4 Мбар (Guilott и др., 1995), что у Юпитера соответствует примерно 0.8Rj (рис. 3). Освобождающиеся на этом уровне электроны проводимости поддерживают электрические токи. Поэтому внесолнеч-ные планеты подобного состава неизбежно должны иметь сильные магнитные поля с моментами высших порядков (квадрупольные, октунольные), подобные полям Юпитера и Сатурна. В принципе, можно предложить несколько вариантов эксперимента, где это их свойство можно использо-

вать для детектирования экзопланет (например, искать зеемановское расщепление спектральных линий, изменение типа поляризации с линейной на круговую). Другим крайне интересным методом регистрации магнитного поля “горячих юпитеров” может быть поиск радиоизлучения, возникающего при взаимодействии магнитных полей экзопланеты и звезды с плазмой. Для наземного наблюдателя радиоисточник должен быть точечным, а его интенсивность должна коррелировать не только с орбитальным периодом экзопланеты, но и с периодичностью звездного цикла, аналогичного солнечному (11/22 года).

Строение “горячих юпитеров”, находящихся на весьма низких орбитах, может несколько отличаться от схемы рис. 3. Высокая плотность излучения, приходящего от близкой звезды, способствует значительному снижению интенсивности конвекции, но только в самых внешних слоях планетного тела, как уже было показано при оценке эффективной температуры Те “горячего юпитера”. Радиус такого тела примерно на 10% превышает юпи-терианский (de Pater, Lissauer, 2001), что, вообще говоря, не совсем согласуется с положением объекта HD 209458b на рис. 2. Отличия в строении от схемы рис. 3 могут касаться и самых внутренних областей “горячего юпитера” (Hubbard и др., 2002).

Предполагается, что все “горячие юпитеры” образовались на высоких орбитах и затем мигрировали на низкие. Эта гипотеза была предложена сразу после открытия первой экзопланеты 51 Peg b (Lin и др., 1996; Trilling et al., 1998). Как было установлено, мигрируют, скорее всего, тела с массами, не превышающими юпитерианскую, имеющими в среднем 0.5-0.6Mj (Santos et al., 2003, 2005; Udry et al., 2003). Процесс разогрева мигрировавшей планеты за счет радиации звезды может быть рассчитан. Разогрев излучением звезды при переходе к установившемуся равновесию на конечной орбите достаточно медленный и определяется свойствами атмосферы планеты, прежде всего, ее альбедо. В качестве иллюстрации роли альбедо можно напомнить, например, что, несмотря на близость к Солнцу, Венера поглощает меньше солнечной радиации, чем Земля. Существующие модели гигантов типа Юпитера учитывают такие факторы, как скорость вращения, влияние магнитного поля и другие. Масса небольшого очень плотного ядра Юпитера принимается в большинстве моделей от 5 до 10 масс Земли. Обогащенность углеродом, азотом и серой по сравнению с солнечной металличностью принимается 2-3-кратной. Таковы же ожидаемые свойства “горячих юпитеров”.

3

Рис. 3: Дее модели строения планеты-гиганта состава солнечной метллличиостм. Адиабатическая модель (а) соот,вет,ст,вует, глубокой конвективной внешней оболочке; неадиабат,ическая (б) - модель, в которой учитываются спектральные “окна прозрачности” среды,. Из работы, ОийЫ и др. (1995).

5. Натрий, водород и другие элементы в атмосфере и экзосфере 209458b

Вернемся к фактическим данным об объекте HD 209458b. Были обнаружены D-линии нейтрального натрия (0.589 мкм), относящиеся к достаточно плотным областям его атмосферы (Seager and Sasselov, 2000; Hubbard, 2001; Charbonneau ot al., 2002; Charbonneau et al., 2003a). Отмечены различия в интенсивностях этих линий в начале и конце транзита (при левом и правом контактах). Что же касается водородной природы HD 209458b, то она подтверждена экспериментально, хотя и косвенно (Vidal-Madjar и др., 2003; Charbonneau, 2003а). Во время трех транзитов наблюдалось поглощение излучения родительской звезды в полосе Лаймап-альфа, создаваемое водородом короны HD 209458b. Вид полосы и положение максимумов несколько отличаются для левого и правого контактов (рис. 4), по ее отождествление сомнений не вызывает. Так как звезда HD 209458 относится к солнечному типу, именно па такой результат и можно было рассчитывать. В отличие от D-липий натрия, поглощение вызывают атомы водорода во внешней части короны планеты-гиганта. Поглощение возникает за пределом Роша, следовательно, оно обусловлено убегающими (теряемыми) атомами нейтрального водорода (Vidal-Madjar et al., 2003).

Рис. 4: Лаймап-альфа полоса водорода, поглощение в к,от,орой происходит, в водородной короне HD209458b (Vidal-Madjar и др., 2003).

Таким образом, можно утверждать, что объект HD 209458b подобен Юпитеру, по, возможно, несколько богаче водородом (рис. 2). Главные отличия относятся к составу, структуре и, возможно, к динамике внешней конвективной зоны планеты-гиганта. Ее атмосфера и облачный слой, с учетом сложного состава облаков с различными температурами фазовых переходов отдельных компонентов, должны иметь сложную структуру. Разуме-

Рис. 5: Транзиты экзопланеты HD Ц9026Ь подтверждаются независимыми наблюдениями (Sato et al, 2006).

ется, из-за близости к “родительской” звезде конденсация аммиака, характерная для облаков Юпитера, па дневной стороне планеты исключена. С другой стороны, при неизбежном синхронном вращении планеты МНз может конденсироваться на ночной стороне, если только эффективная температура обеих сторон планеты не выравнивается, как в атмосфере Венеры. Действительно, сильные ветры могут выравнивать температуры дневной и ночной сторон планеты (Беа§ег & Эаззеклг, 2000). Модель радиационного равновесия (1го и др., 2003) предсказывает, тем пе менее, перепад температуры день-ночь в 600 К па уровне 0.1 бар.

В начале 2004 г. появилось предварительное сообщение об обнаружении с помощью картирующего спектрографа космического телескопа им. Хаб-бла кислорода и углерода в экзосфере ЕГО 209458Ь (НиЫЫевйе, 2004), при этом подчеркивалось неорганическое происхождение кислорода. Фактически, кислород и углерод найдены даже пе в экзосфере, а в кометоподобпом хвосте из убегающего газа. Временами он покрывает значительно большую часть диска звезды, чем сама планета, и эффективность измерений методом просвечивания возрастает. Кометоподобпый хвост планеты определяет, по-видимому, и упоминавшееся выше поглощение водородом в полосе Лаймап-альфа.

Сравним характеристики планетного хвоста и настоящих кометпых хвостов. Интересно оцепить

масштабы потерь массы планеты в хвосте подобной плотности. Кометы с достаточно большой массой и низким перигелием за одно его прохождение могут терять до 1016г. В отличие от комет, потери атмосфер “горячих юпитеров” связанные как с тепловым, так и с петепловым механизмами, происходят постоянно. Площадь экзобазы атмосферы, с которой происходит истечение, несравненно больше сечения кометы, по несравнима и гравитация, удерживающая убегающие компоненты. Если достаточно произвольно принять, что за один орбитальный период (3.5 сут) экзопланета HD 209458b может терять 1017 г, потери за космогоническое время (скажем, 5 млрд лет) составят 2.5-1028 г, или всего 4% от массы планеты.

Из наблюдений транзитов HD 209458b были определены потемнения к лимбу в разных длинах волн (Charbonneau и др., 2003а). Такого рода данные позволяют отличить подлинные транзиты от эффектов, создаваемых, например, устойчивыми звездными пятнами. Именно они поставили под сомнение реальность транзитов у HD 192263 (Henry и др., 2002).

Пример HD 209458b показывает, что даже единичный объект, обладающий транзитами, представляет собой прекрасный инструмент для исследований как планеты, так и родительской звезды. Их фундаментальные характеристики — радиусы, массы, наклон кеплеровской орбиты, широта прохождения, состав, свойства атмосферы планеты и фотосферы звезды — все это удается определить, если звезда достаточно яркая. Предельная глубина модуляции, вызываемая транзитами HD 209458b, составила 1.6%. По-видимому, даже при глубине 0.15% все еще можно получить необходимые данные. В 2003-05 гг. в проекте OGLE (Konacki et al., 2003; Torres et al., 2003; Sasselov et al., 2003; Udalski et al., 2003, 2004) методом “большого черпка” было обнаружено пе менее 4-х транзитов у очень далеких звезд (см. ниже). Но логическим продолжением работы с HD 209458b стали исследования открытых в 2004-05 гг. транзитов HD 149026b и TrES-1.

6. Транзиты объектов HD 149026b и TrES-1

Транзит у HD 149026 был обнаружен в ходе выполнения программы исследований 2000 ближайших звезд главной последовательности (Sato et al.,

2006). Экзопланета найдена с помощью МЛ С; ее масса несколько превышает массу Сатурна. Уверенной регистрации кеплеровской орбитальной составляющей способствовала спокойная фотосфера HD149026 (Sato et al., 2006). Звезда имеет

спектральный класс GOIV и визуальную величину 8m 15, расстояние до нее — 79 пк, металлич-ность несколько повышена— [Fe/H] = +0.36, масса

— (1.3±0.1)Mq. При светимости 2.72 Lq радиус звезды составляет 1.45 Rg. Звезда моложе Солнца, ее возраст — около 2 Глет, а эффективная температура — 6147 К. Масса планеты, согласно совместным наблюдениям на обсерваториях Субару и Кек, составляет 0.36 Mjup, период 2.8766 сут, орбитальное расстояние 0.042 а.е., эксцентриситет 0. Радиус орбиты всего в 6 раз больше радиуса звезды.

В обнаруженных транзитах (рис. 5) ослабление потока звезды составило всего 0m003, что в 5 раз меньше, чем у HD 209458. Отношение радиусов звезды и планеты 20, на что сразу же указывало малое ослабление и что противоречило ее достаточно большой массе. Радиус HD 149026b около 0.85 радиуса Сатурна или (0.725±0.05) Rjup- Таким образом, экзопланета HD 149026b представляет собой новый класс внесолнечных планет. По своему положению она соответствует “горячим юпитерам”, но обладает массивным ядром из тяжелых элементов, составляющим до 0.7 массы всей планеты. Поскольку угол между осью орбиты и направлением на Землю, оцененный по длительности транзитов, близок к 85°, в эксперименте найдена практически полная масса планеты.

Модели, использующие данные о массе и радиусе планеты, указывают на существование у нее гигантского ядра из плотных составляющих с массой около 67 масс Земли и средней плотностью около 5.5 г - см-3. Столь парадоксальный вывод трудно объяснить в рамках обеих конкурирующих теорий образования планет, кратко изложенных в обзорах Ксанфомалити (2000; 2004а), — аккреционной (nucleation around an ice/rock core) и теории гравитационной нестабильности (direct collapse). Возможно, аналогии с космогонией Нептуна позволят разрешить возникшие сложности.

История Нептуна должна была начаться с образования нестабильного джинсова фрагмента с массой около 3 масс Земли. В процессе Кельвин-Гельмгольцева сжатия холодного массивного прото-Нептуна твердые частицы оседали и образовывали массивное ядро. Дальнейшая эволюция проходила под действием излучения близкой массивной звезды, вызвавшего испарение внешних газовых оболочек (Boss, 2003, direct collapse) . В конце концов, при солнечном составе про-то планетного диска так и могла возникнуть эта странная планета с ядром в 17Шдемли. В случае HD 149026b сценарий гравитационной нестабильности требует удвоения металличности и увеличения массы нестабильного джинсова фрагмента 6MJup, чтобы образовалось ядро в 67Мдемли. До-

полнительные сложности связаны с тем, что время оседания твердых зерен значительно превышает время Кельвин-Гельмгольцева сжатия газовых оболочек, а фото-испарение для планеты с массой 6 М jup трудно завершить за время существования системы HD 149026.

Возникновение большого ядра HD 149026b встречается с не меньшими трудностями и в рамках классической теории и требует присутствия больших масс газа в планетной сфере Хилла. Но структура HD 149026b предполагает, что тело формировалось как раз в обедненной газом среде. С другой стороны, газ необходим, чтобы объяснить миграцию планеты на низкую орбиту с периодом 2.87 сут.

Образование большого ядра HD 149026b происходило в условиях высокой металличности (2.3, что соответствует [Fe/H] = +0.36). Изолированная масса ядра Miso ~ (a2a)3/2M*1/2, где a — поверхностная плотность пыли в диске, а — расстояние до звезды с массой М*. Предполагается, что a ~ M*-[Fe/H]. В ходе дальнейшей аккреции масса ядра приближается к у/2- MjS0. При удвоенной металличности звезды с массой 1.3 Mq изолированная масса ядра возрастает в 3.7 раз (Pollack et al., 1996). Чтобы планеты-гиганты Солнечной системы могли сформироваться за время жизни про-

a

крайней мере втрое. Формирование Юпитера на расстоянии 5.2 а.е. от Солнца требует а=10гсм-3. В таких условиях Mcor для HD 149026b составила бы 42 М3емли. Для объяснения (понимания) происхождения планеты HD 149026b с ее реальной массой ^67 Мз необходимы дальнейшие исследования.

Таким образом, предполагаемое внутреннее строение HD 149026b кардинально отличается от строения и состава Юпитера. Только так можно объяснить высокую плотность планеты. Предложены несколько гипотез о составе как каменного, так и ледяного ядра HD 149026b.

Как известно, подавляющее большинство экзопланет найдено у звезд солнечного класса и ближайших к нему подклассов. Планета TrES-1 (Alonso et al., 2004), также принадлежит звезде класса K0V, но более слабой, чем HD 149026 (У=11.79то). Уменьшение ее яркости при транзите не превышает 1% (рис. 6). Орбитальное расстояние экзопланеты TrES-1 составляет 0.0393 а.е., период — 3.030065 сут, эксцентриситет необычно велик для короткопериодической планеты — 0.135.

Ее масса, (0.75 ± 0.07) Мj, почти вдвое больше массы HD 149026b и практически совпадает с таковой у HD 209458b. Радиус TrES-1 превышает радиус Юпитера, 1.08+0'Л Rj. С борта космиче-

ской обсерватории Spitzer Space Telescope впервые удалось зарегистрировать в ИК-диапазоне изменения теплового излучения этой системы при прохождении планеты за звездой. Ослабление со-

±

±

bonneau et al., 2005). Методом, изложенным выше, было найдено довольно низкое сферическое альбе-±

дающего излучения определяет высокий уровень

±

напомнить, что доля оптического излучения подобной планеты составляет лишь 10-10, а в ИК-диапазоне — 10-7 (Burrows, 2005).

Как уже отмечалось, радиус HD 209458b примерно на 20% больше теоретических оценок (Burrows, 2005), радиус HD 149026b, наоборот, меньше теоретического, а радиус TrES-1 хорошо согласуется с результатами моделирования.

В 2006 г. появилось сообщение об открытии неожиданно близкого (всего 19.3 пк) объекта HD 189733b. Его период всего 2.219 сут. Большая полуось орбиты составляет 0.0313 а.е. Глубина ослабления потока от звезды при транзитах HD 189733b рекордная 3%. Bouchy et al. (2006) приводят следующие данные о планете: эксцентриситет орбиты 0, масса составляет 1.15±0.04 Mjup. Радиус HD 189733b, как и у TrES-1, превышает радиус Юпитера — 1.26±0.003 Rjup. Средняя плотность составляет 0.75 г-см-3, т.е. выше плотности Сатурна. Таким образом, масса и радиус HD 189733b наибольшие из всех перечисленных.

7. Поиск транзитов у звезд шарового скопления 47 Тис

Для планет на низких орбитах вероятность благоприятных для регистрации регулярных транзитов ориентаций плоскостей их орбит составляет более 6%. В 2000 г. был предпринят поиск таких транзитов в шаровом скоплении 47 Тис с помощью орбитального телескопа им. Хаббла. Это скопление близко (расстояние 4 кпк), компактно и удобно расположено. Исследованиями были охвачены 34 000 звезд главной последовательности с блеском до 24 зв. величины. По предварительной оценке, должны были быть найдены 17 объектов с транзитами. Как ни странно, не было обнаружено ни одного (Gilliland и др., 2000).

В 2002 г. такая же программа была повторена (Charbonneau, 2003b) на телескопе Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались, в основном, солнцеподобные звезды, в пределах от 17то до 18m5 в V. Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2.5ч,

Время от середины транзита

Рис. 6: Большая полуось орбиты, объекта TrES-1 составляет 0.0393 а.е., орбитальный период 3.030065 сут. Эксцентриситет 0.135 необычно велик для короткопериодических экзопланет. Благодаря подтвержденным транзитам, установлена действительная масса планеты,

± jup

вероятность их обнаружения 7%. Суммарное время наблюдений около 36 000 звезд было в 4 раза выше, чем в 2000 году. Ожидалось, что будет найдено 20 объектов с транзитами. Результат, в a

Парадоксальное, но вполне возможное объяснение звезды в шаровых скоплениях не имеют планет. Причины могут быть разными, например, взаимные гравитационные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. К факторам, препятствующим возникновению планетных систем, может относиться и низкая металличность звезд скоплений (Gonzales, 2003).

Связь металличности звезды с вероятностью

возникновения у нее планетной системы рассматривалась в обзоре Ксанфомалити (2004а). Корреляция между ними подтверждена многочисленными исследованиями (Fischer et al., 2003; Gonzalez, 2003). Вероятность обнаружить планетную систему у звезды солнечного типа составляет 4 5%, но возрастает до 20 % у звезд с металличностыо, вдвое большей. Во всяком случае, это справедливо для исследованных достаточно близких звезд, скажем, в пределах 100 пк.

8. Транзиты у далеких ских объектов

галактиче-

В 2001 г. группа польских исследователей (Udalski и др., 2001) сообщила о новых результатах, полученных в ходе эксперимента по оптическому гравитационному линзировапию (OGLE III). Позднее (в 2002 г.) эти результаты были дополнены новыми наблюдениями. Использовался телескоп 1.3 м, оснащенный мозаикой из высокочувствительных ПЗС-матриц нового поколения, установленный в обсерватории Ла Кампанос (Чили). Наблюдения проводились в трех областях в направлении галактического центра. В первых сообщениях авторы приводили данные наблюдений за 36 наблюдательных ночей. С помощью автоматизированной системы проводился одновременный мониторинг 52 000 звезд с фотометрической точностью до 1.5%. В 42 случаях были обнаружены явления, которые авторы интерпретировали как “многократные наблюдения транзитов”. В большинстве случаев размеры затмевающих объектов оказались слишком велики для планет (Charbonneau, 2003b). У OGLE-TR-40 и QGLE-TR-10 радиус затмевающего тела оказался равным 1 1.5 радиуса Юпитера. Авторы указывали на сходство этих явлений с транзитами HD 209458b. На рис. 7 приведены результаты для объекта QGLE-TR-40. Несмотря на убедительный вид диаграммы, экзопланетная природа объекта QGLE-TR-40 не подтвердилась. Как указывалось выше, на основании только этих имеющихся данных невозможно определить природу затмевающего тела. Это может быть как “горячий юпитер”, так и коричневый карлик или звезда малой массы, их радиусы близки.

В ходе эксперимента OGLE III был найден еще один объект, OGLE TR-56 (Konacki и др., 2003), представляющий собой самый короткопериодический “горячий юпитер” (период 1.2 сут.). Немногочисленные измерения дают для него следующие результаты: Mp sin i = 1.45 Mj, i = 81°, a = 0.0225 a.e., то есть всего 3.3 млн км. “Родительская” звезда (солнечного типа) на таком расстоянии имеет °

Рис. 7: Предполагаемые транзиты объекта OGLE TR-40 с периодом, 3-43 сут. (Udalski et al., 2002) в дальнейшем, не был,и подтверждены. Справа спим,on области расположения OGLE TR-40 в направлении центра Галактики.

Все объекты OGLE III представляют собой достаточно слабые звезды — от 13m до 16m5, расстояния до них превышают 1500 пк. Даже на больших телескопах их необходимо наблюдать в течение нескольких часов.

Еще один проект, EXPLORE, поиск транзитов у далеких звезд (Mallen-Ornelas и др., 2002) с использованием больших телескопов и обзором объектов, находящихся в галактической плоскости, отличается тем, что в нем будут исследованы звезды поздних классов, К и М.

9. Заключение

Благодаря удачной ориентации орбит внесолнеч-ных планет-гигантов HD 209458b, HD 149026b и TrES-1 относительно наземного наблюдателя, их зарегистрированные транзиты позволяют получить фундаментальные сведения как о самих планетах, так и о родительских звездах. По меньшей мере, 4 внесолпечных планеты с транзитами обнаружены в ходе программы OGLE. В сочетании с теоретическими данными экспериментальные результаты позволяют сделать выводы о водороде как основной составляющей планеты-гиганта HD 209458b, ее средняя плотность лежит в пределах 0.29 - 0.33 г/см3,что также указывает на водородный (в основном) состав этого небесного тела. Теоретические модели HD 209458b допускают наличие ядра из “металлов” с массой 5 10 масс Земли и присутствие небольшой фракции гелия, возможно, меньшей, чем на Юпитере. Вместе с тем,

другой “горячий юпитер”, HD 149026b, имеет ядро

3

вает на тяжелые породы как его основные составляющие.

Планета-гигант HD 209458b (как и другие тела этого типа) должна иметь сильное магнитное поле сложной структуры с напряженностью, близкой юпитерианской. В определенных обстоятельствах, признаки присутствия объекта с сильной дипольной составляющей магнитного поля можно использовать для поиска экзопланет.

Предполагается, что готовящиеся новые космические миссии KEPLER и COROT смогут исследовать десятки тысяч звезд с фотометрической точностью 10-5 и обнаружить у них множество планетных объектов с транзитами. Согласно плану миссии, только аппарат KEPLER за 4 года работы сможет исследовать 105 звезд. Точность 10-5 достаточна для обнаружения транзитов землеподобных планет, для обнаружения которых МЛС и другие существующие наземные технические средства пока бессильны.

Список литературы

Ксанфомалити Л.В., 2000, Астрон. вестн., 34, 6, 529 Ксанфомалити Л.В., 2004, Астрон. вестн., 38, 4, 344 Ксанфомалити Л.В., 2004а, Астрон. вестн., 38, 5, 428

Alonso R., Brown Т. М., Torres G. et al., 2004, Astrophys. J., 613, L153

Borucki W. J., Scargle J. D., Hudson H. S., 1985, Astrophys. J., 291, 852 Boss A. P., 2001, Astrophys. J., 563, 367 Bouchy F.F., Udry S., Mayor М., 2006, Astron. Astrophys.

Burrows A., Sudarsky D. & Hubbard W. B., 2003, Astrophys. J., 594, 545 Burrows A., 2005, Nature., 233, 261 Burrows A., 1998, Erontieres, 373

Butler R.P., Vogt S. S., Marcy G.W. et al., Astrophys. J., 545, 504

Butler R. P., Marcy G.W., Vogt S. S. et al., 2001, San Francisco: ASP California and Carnegie Planet Search (2003), Masses and orbital characteristics of extrasolar planets, http: //exoplanets.org/almanacframe.html Charbonneau D., Brown T.M., Latham D.W., Mayor М., 2000, Astrophys. J., 2000, 529, Nol, L45 Charbonneau D., 2003, IAU Symposium 219, XXV General Assembly IAU. Sydney Charbonneau D., 2003a, Extrasolar Planets Encyclopaedia, ed. Schneider J. arXiv:astro-ph/0302216, http://exoplanets.org/almanacframe.html Charbonneau D., 2003b, HD 209458 and the power of the dark side, Scientific frontiers in research on extrasolar planets, eds. DemingD., Seager S. San Francisco: ASP, ISBN: 1-58381-141-9, 294, P. 449-456 Charbonneau D., Brown Т. М., Gilliland R.L., Noyes

R.W., 2003, IAU Symposium 219, XXV General Assembly IAU, Sydney Charbonneau, D.. Brown, T. M., Noyes, R. W. & Gilliland, R. L., 2002, Astrophys. J., 586, 377 Charbonneau D., Allen L. E., Megeath S. T. et al., 2005, Astrophys. J.

Cody A.M., Sasselov D.D., 2002, Astrophys. J., 569, 451 De Pater I., Lissauer J.J., 2001, Planetary Sciences. N.-York, London: Cambridge University Press, 508 p. Fischer D.. Valenti J.A., Marcy G.. 2003, IAU Symposium 219, XXV General Assembly IAU, Sydney Giampapa M. S., Craine E. R.. Hott D. A., 1995, Icarus, 118, 199

Gonzalez G., 2003, Reviews of Modern Physics, 75, 101 Goukenleuque C., Bezard B., Joguet B., et al., 2000, Icarus, 143, 308 Guilott T., Chabrier G., Gautier D., Morel P., 1995, Astrophys. J., 450, 463 Henry G. \\ .. Donahue R. A., Baliunas S. L.. 2002, Astrophys. J., 577, LI 11 Henry G.W., Marcy G.W., Butler R.P., Vogt S.S., 2000, Astrophys. J., 529, ?? 1, L41 Horne K., 2003, Status and prospects of transit searches: Hot Jupiters galore, Scientific frontiers in research on extrasolar planets, eds. DemingD., Seager S. San Francisco: ASP

Hubbard W.B., Podolak M., Stevenson D.J., 1995, The interior of Neptune, Neptune and Triton, ed. Cruik-shank D.P., Tucson, Arizona University Press, p.109 Hubbard, W. B. et al., 2001, Astrophys. J., 560, 413 Hubbard W. B., Burrows A., Lunine J. I., 2002, Astron.

and Astrophys. Ann. Rev., 40, 103 Hubblesite, 2004, Oxygen and carbon found

in atmosphere of an extrasolar planet j j

http: //hubble.stsci.edu/newscenter/newsdesk / archive/nuggets/1075730400 Ipatov S.I., 1998, Migration of celestial bodies in the forming Solar System, Planetary Systems: the Long View, eds. Celnikier L.M. Tran Thanh Van J. France: Fron-tieres, p.93

Ipatov S.I., 1999, Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 73, 107 Iro N., B&ard B., Guillot T., 2003, 35th Meeting DPS.

Session 7. Extra solar planets I, Paper 7.12 Konacki M., Torres G., Jha S., Sasselov D., 2003, Nature, 421, 507

Konacki M., Torres G.. Jha S. & Sasselov D.. 2003, Nature, 421, 507 Lin D.N.C., Bodenheimer P., Richardson D.C., 1996, Nature, 380, 606

Marley M.S., 1999, Interiors of the giant planets, Encyclopedia of the Solar System, eds. Weissman P.R., McFad-den L., Jonson T.V., N.-York. Academic Press, p.339 Mallen-Ornelas G., Seager S., Yee H. K. C. et al., 2002, Astrophys. J., astro-ph/0203218 Santos N., Israelian G., Mayor M. et al., 2003, Astron.

and Astrophys, 398, 363 Santos N.C., Benz \\ .. Mayor M., 2005, Science, 310, 251 Sato B., Fischer D.A., Henry G.W. et al., 2006, Astrophys. J., ???

Sasselov D., 2003, Astrophys. J., 596, 1327

Schneider J., 2003, Extrasolar Planets Encyclopaedia, http://exoplanets.org/almanacframe.html Seager S., Sasselov D.D., 2000, Astrophys. J., 537, 916 Stevenson D.J., Salpeter E.E., 1976, Interior models of Jupiter, eds. Gehrels T., Matthews M.S. Tucson, Arizona University Press, p.85 Torres G., Konacki M., Sasselov D. & Jha S., 2003, Astrophys. J., 609, 1071 Trilling et al., 1998, Astrophys. J., 500, 428 Udry S., Mayor M., Santos N. C., 2003, Astron. and Astrophys., 407, 369

Udalski A., Paczynski B., Zebrun K. et al., 2002, The optical gravitational lensing experiment. Search for planetary and low-luminosity object transits in the Galactic disk. Results of 2001 campaign, Astrophysics, abstract 18 Feb, astro-ph/0202320 Udalski A., Pietrzynski G., Szymanski M. et al., 2003, Acta Astronomica, 53, 133 Vidal-Madjar A., Lecavelier des Etangs A., Desert J.-M. et al., 2003, Nature, 422, 143