Текст книги "ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД"
Автор книги: Леонид Ксанфомалити
сообщить о нарушении
Текущая страница: 2 (всего у книги 4 страниц)
ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ ПЛАНЕТ У СОЛНЦЕПОДОБНЫХ ЗВЕЗД
Число открытых на 2006 год экзопланет привышает двести. Практически все они найдены одним и тем же очень сложным методом, который, не вникая в подробности, все же можно объяснить достаточно просто.
Все звезды участвуют во вращении Галактики. Но наряду с этим каждая звезда имеет собственные, случайные скорости, которые относительно Солнца могут достигать нескольких десятков километров в секунду. Если звезда приближается к наблюдателю или удаляется, возникает эффект Доплера, когда световые волны как бы сжимаются или растягиваются вдоль луча, смещая весь спектр звезды в синюю или красную сторону соответственно. Измерения смещения линий в спектре позволяют определить лучевые (радиальные) скорости звезд. Разумеется, составляющую скорости, которая вдоль луча не направлена, таким методом измерить нельзя.
Представим теперь, что у звезды есть массивная планета, вместе с которой они обращаются вокруг барицентра. Движение звезды по такой кеплеровской орбите наложит на доплеровскую составляющую лучевой скорости еще одну, переменную составляющую (рис. 1), которая обычно намного меньше полной лучевой скорости и выдает присутствие планеты. Третий закон Кеплера связывает орбитальное расстояние планеты и период ее обращения с массой звезды (и планеты). Масса звезды солнечного типа приблизительно известна заранее из ее спектрального класса. Как видно из рисунка, измерения позволяют определить массу планеты только с точностью до синуса угла i, причем, если планетная система звезды расположена так, что плоскость орбит перпендикулярна к направлению на наблюдателя, измерения становятся невозможными. Для нахождения доплеровской составляющей используются доплеровские сдвиги положения многочисленных спектральных линий звезды, главным образом в области 500-600 нм. Сдвиг линий звезды определяют относительно спектральных линий лабораторного источника. Сам сдвиг, который возникает благодаря кеплеровским скоростям, микроскопический, и его измерения больше относятся к искусству, чем к науке.
Предельной возможностью метода, существующего уже около ста лет, до 70-х годов ХХ века считалось нахождение скоростей примерно 300-500 м/с. Попытки обнаружить планеты по признаку периодического изменения знака кеплеровской составляющей, возникающей при обращении звезды вокруг барицентра, было совершенно бесперспективно. Кеплеровские (орбитальные) скорости звезд очень малы. Например, в Солнечной системе кеплеровская скорость Солнца, возникающая под действием притяжения Юпитера, всего 12,5 м/с, Сатурна – 2,7 м/с, а Земли или Венеры – менее 0,1 м/с. Поэтому для поиска экзопланет понадобилось придумать и создать аппаратуру в 100-200 раз более чувствительную.
Второй главный метод поиска – астрометрический, о котором уже говорилось выше. Здесь достигнута точность выше 1 микросекунды дуги, причем есть перспективы улучшения метода. Теоретически существует не менее пяти физических методов поиска, из которых здесь рассматриваются только метод лучевых скоростей (МЛС) и транзиты.
И МЛС, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, которые ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета. Зато кеплеровская составляющая скорости звезды становится ничтожно малой, а наблюдения растягиваются на десятилетия. МЛС, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. До 1995 года исследователи неизменно исходили из массы и периода Юпитера и ничего другого не ожидали.
Стремясь улучшить чувствительность метода лучевых скоростей, в начале 1990-х годов несколько групп в разных странах одновременно занялись его совершенствованием. В 1988 году в Канаде Б. Кэмпбелл и его коллеги сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Они сравнивали положение линий в спектре звезды с наложенным на него лабораторным спектром паров фтористого водорода, который, однако, очень неудобен для работы из-за высокой токсичности.
В Швейцарии, в Женевской обсерватории, М. Майор и Д. Квелоц (который тогда был аспирантом Майора) разработали другой спектрометр, где был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В МЛС-наблюдениях во французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они достигли на нем предельной чувствительности 13 м/с и в 1994 году приступили к поиску планет у 142 звезд солнечного типа из сравнительно близкого окружения Солнца, в том числе у звезды 51Peg, находящейся на расстоянии 15 пк.
В Сан-Францисском университете в США группа Д. Марси начала планомерный поиск планет еще в 1987 году и к 1995 году уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. По предложению П. Батлера, который тогда, как и Квелоц, был аспирантом, фтористый водород в стандарте заменили парами йода (в дальнейшем йодный стандарт в астрономии стал очень "модным"). В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных линий звезд – 500-600 нм. Но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта требуются очень трудоемкая обработка результатов и применение мощного компьютера.
По расчетам, чувствительность нового метода должна была быть высокой и составлять 10 м/с, что легко достигалось в кратковременных тестах. Однако, хотя в ходе ночных наблюдений типичная ошибка результатов составляла всего 5-10 м/с, наблюдения от ночи к ночи давали разброс от 20 до 100 м/с. Хорошие результаты, полученные Д. Марси с коллегами накануне, в следующую наблюдательную ночь казались ошибочными. Шесть лет они дорабатывали и совершенствовали программы обработки. Наконец, в 1994 году их коллега С. Вогт заменил оптику спектрометра в Ликской обсерватории, где выполнялись наблюдения, и сразу же удалось довести порог до 3 м/с. Это вполне позволило бы воображаемому наблюдателю, удаленному на 10 пк (30 световых лет), обнаружить Юпитер по его гравитационному влиянию на Солнце. Однако накопленные материалы требовали нескольких лет компьютерной обработки. Поскольку Марси и Батлер с коллегами знали, что период Юпитера составляет 12 лет, они, похоже, особенно не торопились. Но все же, чтобы ускорить работу, число регулярно наблюдавшихся звезд было сокращено со 120 до 25. Среди отброшенных была и звезда 51Peg, потому что в Йельском каталоге ярких звезд она значилась как нестабильный субгигант и относилась к особому виду звезд. В действительности 51Peg – спокойная звезда солнечного типа, спектральный класс G2.5. Эта ошибка в каталоге для Марси и Батлера стала роковой.
Несколько других групп исследователей тоже накапливали материал, исходя из того, что обнаружима планета с массой не менее Юпитера и с периодом 12 лет.
Метод швейцарских исследователей М. Майора и Д. Квелоца позволял получить результат сразу. Их техника была отлажена, однако уже через несколько месяцев после начала работы возникли проблемы с этой самой 51Peg. Всего за несколько ночей значительная часть лучевой скорости звезды меняла знак, изменяясь на 60 м/с. М. Майор предположил, что причина может быть в неисправности спектрометра. Но уже в декабре 1994 года в руках у Майора и Квелоца оказалась синусоидальная кривая изменения кеплеровской составляющей лучевой скорости 51Peg с периодом (годом планеты) всего 4,2 дня. Исследователи были в затруднении. По массе такая планета должна быть очень большой, чем-то вроде Юпитера, но находится на орбите в восемь раз ближе к звезде, чем даже Меркурий к Солнцу (около 1/20 а.е.), и с периодом 1/1000 периода Юпитера. В существование таких планет никто тогда не мог поверить.
Желая проверить свое открытие еще раз, Майор и Квелоц решили выдержать характер и не публиковать свои данные сразу. В марте 1995 Пегас ушел за Солнце, и до возобновления наблюдений в июле оставалось четыре месяца. Майор и Квелоц рассчитали, какой должна быть будущая фаза кеплеровской составляющей, если это действительно планета. И вот, в июле 1995 года, 51Peg появился точно с расчетным значением кеплеровской лучевой скорости. Еще через несколько ночей наблюдений сомнений уже не оставалось: найдена первая планета, обращающаяся вокруг нормальной звезды. Но планета, по меркам Солнечной системы, совершенно необычная: намного ближе к звезде, чем кто-либо мог предположить. "Поэтому было очень, очень трудно убедить себя, что это – планета, а не пульсации звезды, или ее вращение, или что-то еще", – говорил М. Майор. Тем не менее был куплен и торжественно съеден большой торт и срочно подготовлена статья в печать.
В дальнейшем именно с утверждением, что у 51Peg наблюдаются пульсации звезды, а не экзопланета, выступил Д. Грей. Его критика не подтвердилась, так как периоды собственных колебаний звезд значительно короче, а главное – не могут иметь столь высокой стабильности.
Осенью 1995 года на конференции в Италии Майор и Квелоц доложили о своем открытии, о необычной близости планеты к звезде и ее большой массе. Планеты стали называть по имени звезды с добавлением буквы b для первой найденной планеты, c для второй и т. д. Как уже говорилось, МЛС-измерения фактически дают оценку не самой массы М, а величину Msini. Насколько оценка массы экзопланеты отличается от ее реальной массы, зависит от угла i, который образует нормаль к плоскости ее орбиты с направлением на наблюдателя; для 51Peg b масса составляет, скорее всего, половину массы Юпитера. Из-за близости к звезде температура планеты очень высока и превышает, вероятно, 1000 К (в дальнейшем этот тип планет получил название «горячий юпитер»). Работа была представлена в журнал "Nature". Открытие вызвало сенсацию, причем критики тут же отметили, что такая планета по целому ряду причин просто не могла образоваться.
Что же касается Д. Марси и П. Батлера, вести с конференции застали их врасплох. У них шли наблюдения, и последующие четыре ночи они посвятили столь опрометчиво оставленной ими 51Peg. Вскоре сомнений не осталось: швейцарцы правы. Огорчению Марси и Батлера не было границ – столько лет работы, а первенство досталось другим. Но вскоре они уже оказались в центре внимания американской прессы и телевидения. Появились неожиданные коллеги, которые, по их словам, тоже обнаружили планеты у 51Peg, даже целых две, но не смогли объяснить, как они это сделали. Постепенно швейцарцы вообще как-то отошли на второй план, лишь в конце газетных и других публикаций упоминалось, что швейцарские исследователи тоже обнаружили экзопланету.
Но Майор и Квелоц были вынуждены молчать. Хотя публикация в "Nature" и закрепляет приоритет, но правила редакции запрещают разглашать содержание находящейся в печати статьи. На все обращения журналистов они мрачно отмалчивались, а лавры открытия доставались другим. "Это была полностью вина "Nature", – говорил Квелоц. – Мы были в очень трудном положении, поскольку хотели говорить, хотели рассказать о том, что сделали, но не могли из-за запрета "Nature". Была масса звонков от журналистов, но все что мы могли сказать, это – извините, не можем ответить. Может быть, спросите кого-либо еще".
Марси и Батлеру срочно предоставили время на мощных компьютерах. За последующие полгода они обработали накопленные за восемь лет материалы о 107 звездах. Им сразу же удалось выделить шесть звезд-кандидатов, причем одну из них, в созвездии Лебедя (16Cyg B), одновременно нашла группа У. Кохрана (США). Экзопланета у 16Cyg B оказалась одной из первых среди планет с очень большим эксцентриситетом орбиты, больше подходящим комете. Вместе с тем в числе новых экзопланет оказалась также t Воо b, орбита которой имеет ничтожный эксцентриситет. Ее период («год») 3,3 дня, а вероятная масса – примерно четыре массы Юпитера. К родительской звезде она еще ближе, чем экзопланета 51Peg b. Забегая вперед, можно сказать, что дальнейшее совершенствование метода лучевых скоростей и его предельные возможности определяются главным образом тем, насколько нестабильны фотосферы звезд солнечного типа. В типичном благоприятном для МЛС случае неспокойствия фотосферы составляют примерно 3 м/с, а предельные возможности самого метода ныне близки к 1,5 м/с.
В дальнейшем темпы открытий экзопланет нарастали. Появились новые коллективы исследователей, а среди экзопланет выделились несколько типичных групп. Уже на начало 2000 года было исследовано около 500 звезд солнечного типа, причем удалось обнаружить 32 экзопланеты. Треть среди них – объекты типа "горячий юпитер". К середине этого года общее число открытых экзопланет превысило 200. Отдельный их класс – это так называемые коричневые, или, правильнее, инфракрасные карлики.
Так со спутника экзопланеты может выглядеть ее транзит – прохождение по диску звезды.
НАЙДЕННЫЕ ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ НЕ ПОХОЖИ НА СОЛНЕЧНУЮ
На основании ограниченной статистики сегодня можно утверждать, что планетными системами (или одиночными планетами) располагают примерно четыре процента звезд, по спектральным свойствам близких к солнечному классу, от класса F7V (немного горячее Солнца) до K1V (холоднее его). Первое, что обращает на себя внимание, это очень близкое расположение орбит экзопланет к родительской звезде. В верхней части рисунка показаны орбиты десяти экзопланет с минимальными большими полуосями, причем выдержаны относительные размеры орбиты и звезды, за диаметр которой условно принят диаметр Солнца (размеры этой группы звезд различаются мало). Масштаб схемы иллюстрирует стрелка вверху рисунка, равная половине большой полуоси орбиты Меркурия (0,2 а. е.). Угловой размер родительской звезды, наблюдаемой с этих экзопланет, лежит в пределах от 4,5 до 12о (у Солнца всего 0,5о). Диаметры дисков планет на рисунке сделаны примерно пропорциональными их массам, Msini. Эксцентриситеты орбит этой группы планет очень малы, то есть орбиты практически круговые. В нижней части рисунка на такой же схеме приведены как пример относительные размеры пар звезда – орбита для более далеких объектов, 55Cnc и GJ86, c большими эксцентриситетами планетных орбит. Масштаб схемы задан орбитальными положениями Меркурия, Венеры и Земли.
Столь низкие орбиты "горячих юпитеров" стали вызовом существующим теориям образования Солнечной системы по целому ряду причин, прежде всего, потому, что образование планет-гигантов было возможно вдали от Солнца, там, где происходила конденсация воды и других летучих веществ с образованием льдов. Поэтому свойства экзопланеты 51Peg b вначале рассматривались как аномалия. Но последовавшие затем открытия других экзопланет заставляют предполагать, что аномалией может быть скорее сама наша Солнечная система.
Независимо от физики явления короткий период обращения, соответствующий близкому к родительской звезде положению планеты типа "горячих юпитеров", облегчает поиск возмущающего тела. Как уже говорилось, в свое время именно короткий период позволил обнаружить первую экзопланету (у звезды 51Peg).
Известен лишь один красный карлик (маленькая звезда с низкой температурой) с планетной системой. Спектральные классы звезд с найденными экзопланетами близки к солнечному, это звезды G-класса и поздних F-подклассов. Поначалу это казалось «космическим шовинизмом»: почему планеты присутствуют только у тех звезд, которые подобны нашей? Но тому есть несколько объяснений. У звезд более ранних подклассов F экзопланеты пока не обнаружены, что объясняется известными ограничениями метода лучевых скоростей в отношении требований к спокойствию фотосфер звезд, но вовсе не доказанным отсутствием у них планет (динамика их фотосфер более бурная). С другой стороны, и у звезд более позднего К-класса планетных систем найдено мало. Одна из причин заключается в том, что спектр средних и поздних К-подклассов настолько насыщен спектральными линиями, что существующий метод анализа спектрограмм их звезд затруднителен.
Обнаруженные планетные системы отличаются от Солнечной тем, что массивные планеты, "юпитеры", находятся в их центральной части. Но если проследить строение спутниковых систем самого Юпитера и других гигантов в Солнечной системе, то и там можно увидеть аналогичную структуру: крупные спутники находятся близко к планете, мелкие вдалеке. Поэтому существует даже гипотеза, что какое-то редчайшее событие было причиной, которая привела к необычной структуре Солнечной системы, например сближение с нею другой звезды в период формирования планет.
Схема орбит некоторых экзопланет в сравнении с характерными расстояниями в Солнечной системе. В верхней части рисунка масштаб указан половиной большой полуоси орбиты Меркурия, в нижней – орбитами Меркурия, Венеры и Земли, Примерно выдержаны относительные размеры, звезды и орбиты.
А. Кеплеровская составляющая vAnd, создаваемая короткопериодической планетой vAnd b (4,6 сут). Составляющие c u d вычтены. Сплошная линия наилучшим образом представляет обработку результатов измерений.
Б. Кеплеровская составляющая с периодом 1308 суток, создаваемая планетой vAnd d. Вычтены составляющие b и с.
В. То же для планеты с периодом 241 сутки. Вычтены составляющие b u d. (Из работы Батлера и др., 1999 г.)
ПЛАНЕТНАЯ СИСТЕМА υAnd И ДРУГИЕ
Поначалу удавалось обнаружить лишь одиночные планеты. Первой системой с несколькими планетами стала ипсилон Андромеды (υAnd). Первую из ее планет, υAnd b, обнаружила группа Дж. Марси в 1996 году. Они заметили, что на кеплеровскую составляющую (около 70 м/с) наложена еще одна искаженная синусоида, с периодом 4,6 суток, которая постоянно обнаруживалась в наблюдениях. Это указывало на присутствие еще одной планеты, υAnd c с массой Msini = 0,68 Мю (массы Юпитера) на низкой орбите. Оказалось, что лучевая скорость звезды υAnd за длительное время увеличивается примерно на 100 м/с, а затем на столько же уменьшается. После нескольких лет наблюдений стала видна другая правильная составляющая с периодом около 3,5 года. Отличие ее формы от синусоидальной указывает на большой эксцентриситет орбиты экзопланеты. Но после исключения составляющих с периодами 4,617 и 1308 суток остающийся разброс данных все еще примерно вдвое превышал ожидаемые ошибки. Поиск других скрытых планет вскоре позволил выявить еще один период, 241 сутки, также с большим эксцентриситетом. Массы планет, с точностью до sini, равны 0,68, 2,05 и 4,29 Мю, а большие полуоси (радиус орбиты) 0,059, 0,828 и 2,09 а. е. В Солнечной системе подобное распределение начинается с орбиты Венеры и кончается внутренней границей пояса астероидов. Поэтому систему υAnd можно было бы считать похожей на Солнечную, если бы у планет υAnd c и d не была так велика вытянутость (эксцентриситет) орбит – 0,24 и 0,31 соответственно.
Число систем, у которых обнаружено несколько планет, постоянно возрастает и в 2006 году достигло 19. Система коричневого карлика GJ 876 имеет две планеты (причем с орбитальным резонансом 2:1), ипсилон Andromedae – три планеты, 55 Cancri – четыре, причем одна из них имеет массу, близкую к массе Нептуна (около 17 масс Земли).
Массы известных внесолнечных планет лежат в пределах от примерно 0,055 до более чем 10 Мю. Свойства метода лучевых скоростей (МЛС) таковы, что во всех найденных планетных системах легче всего обнаружить весьма массивные объекты, с массами в несколько масс Юпитера, причем на низких орбитах (с коротким периодом). Лишь в последние годы техника МЛС приблизилась к порогу кеплеровских скоростей 1 м/с, благодаря чему в 2004 году были обнаружены две экзопланеты с массами около 5% массы Юпитера. Такой результат возможен только для звезд с исключительно спокойной фотосферой.
Уже в первые годы исследований было установлено, что экзопланеты делятся на две большие группы по орбитальным признакам: "горячие юпитеры" на низких круговых орбитах с радиусом орбиты менее 0,15 а. е. и периодом менее 10 суток и более массивные (главным образом) объекты на высоких орбитах с периодом меньше 10 лет. Орбиты дальних планет образуют эллипс, вытянутость которого принято характеризовать эксцентриситетом. Он оказался неожиданно большим или даже очень большим, вплоть до 0,9, что больше подходит для комет, а не для планет. Удалось установить, что планеты на низких круговых орбитах имеют сравнительно узкие пределы масс, в среднем 0,6-0,7 масс Юпитера, а тела на высоких эксцентрических орбитах различаются по массам очень значительно. Условная граница между круговыми короткопериоди ческими (несколько суток) и преимущественно эксцентрическими орбитами с периодом более 30 суток находится на расстоянии 0,15-0,16 а. е. от родительской звезды.
Распределение орбит внесолнечных планет и минимальные оценки их масс. Положение планет в кратных системах за пределами поля рисунка показано значением большой полуоси орбиты (например, вторая планета системы HD 74156 имеет большую полуось орбиты 3,47 а.е.). (Из работы Кестлер, 2003 г.)
Объект HD 141569. Центральная часть снимка закрыта, но края зоны хорошо видны. (Снимок Б. Смита и его коллег, наблюдения на HST, 1999 г.). Наблюдения газово-пылевых дисков неизменно показывают окружающую звезду обширную центральную зону, свободную от пыли и газа.
