Masto karšto planetos "Kepler-78b" masė yra nustatyta • Ivanas Lavrenovas • Mokslo naujienos apie "Elementus" • Astronomija

Nustatyta karšto planetos tipo „Kepler-78b“ masė.

Pav. 1. Schemoje pavaizduota žvaigždžių dėmių įtaka absorbcijos linijai žvaigždės spektrui. Horizontaliai – bangos ilgis (didėja iš kairės į dešinę) ir atitinkamas medžiagos judėjimo greitis ant paviršiaus, vertikaliai – tam tikros bangos ilgio šviesos intensyvumas. Kiekvienos paviršiaus dalies spinduliuotėje yra tik siauros sugerties linija, paslinkta bangos ilgiu, atitinkančiu v* nuodėmėi. Kai šioje zonoje atsiranda taško šviesa, iš visų šio lauko bangų šviesa susilpnėja, tačiau šviesa, kurią jau absorbcinė linija silpnina, silpnėja. Taigi kiekviena taško reikšmė rodo intensyvios intensyvumo priklausomybės nuo bangos ilgio padidėjimą, kuris atsiranda ties linijos trumpojo bangos kraštu ir pasislenka į ilgą bangos ilgį sukimosi metu. Jei bandysite apibūdinti liniją pagal įprastą profilį, atvirkščiai, atrodo, kad viskas pirmiausia pasikeičia į raudoną, o po to – į mėlynąją pusę. Vaizdas iš "star-www.st-and.ac.uk"

Pirmą kartą nustatomi planetos parametrai, pakankamai arti žemės savybių. Planetos "Kepler-78b" spindulys yra 1,17 karto didesnis už Žemę ir svoris yra 1,7 karto didesnis nei Žemės.Planetos tankis yra toks pat kaip ir Žemės (apie 5,5 g / cm3) rodo, kad yra panašus į žemės pavidalą: "Kepler-78b" yra maždaug du trečdaliai, sudaryti iš silikatinių uolienų ir vieno trečiojo geležies. Tačiau yra didelis skirtumas: planeta yra šimtai kartų arčiau jos žvaigždės nei Žemė iki Saulės ir yra šildoma iki aukštesnės kaip 2000 ° C temperatūros.

Naujų pasaulių įvairovė

Prieš dvidešimt metų niekas, išskyrus mokslinės fantastikos rašytojus, manė, kad yra kitų žvaigždžių pasaulių. Tačiau, atsiradus metodams aptikti, atsirado rezultatų, o dabar planetų paieška ir tyrinėjimas už Saulės sistemos ribų. Eksoplanetų, kurių egzistavimas buvo patvirtintas, skaičius jau viršijo tūkstantį (naujausius duomenis apie jų skaičių galima rasti Exoplanet.eu exoplanets kataloge).

Niekas neįtaria, kokia būtų kitų žvaigždžių planetinių sistemų įvairovė. Jie turėjo būti panašūs į mūsų Saulės sistemą: arčiau žvaigždės akmeninių pasaulių, dujų gigantų – toliau. Tiesą sakant, dauguma atvirų planetų atrodo kaip nieko. Dauguma jų yra didesnės už didžiausią uolų planetą Saulės sistemos – Žemės, bet mažesnę nei mažiausi dujų planetos – Uranas ir Neptūnas.Be to, dauguma jų sukasi arti savo žvaigždžių, taip pat yra ir dujų planetų, kurios anksčiau atrodė neįsivaizduojamos. Dabar mokslininkai susiduria su užduotimi: sukurti teoriją, į kurią visi atrasti egzoplanetai talpina ir suprasti, kaip į naujas sistemas ir planetas taikomi įstatymai, atsižvelgiant į visą šią įvairovę.

Žemės analoginės paieškos

Žinoma, svarbi eksoplanetologijos užduotis išlieka planetų, panašių į Žemę, paieška: tokio pat dydžio, tos pačios sudėties ir būklės vadinamosios apgyvendintos zonos, ty toli nuo jo žvaigždės, kad jų paviršiuje gali egzistuoti skystas vanduo. Manoma, kad reikia ieškoti tokių planetų tarp "superžemių", ty planetų, kurių masė yra 2-10 sausumos.

Dabar kitų žvaigždžių planetų aptikimui ir tyrinėjimui naudojami du pagrindiniai metodai. Tranzito metodas leidžia aptikti planetą mažuojant žvaigždės ryškumui, kai (ir jei) planeta praeina tarp žvaigždės ir stebėtojo. Atsižvelgiant į ryškumo mažėjimo laipsnį, žinant žvaigždės spindulį, galima apskaičiuoti planetos spindulį. Dėl Keplerio teleskopo buvo įmanoma aptikti tūkstančius naujų kandidatų planetai, kurių didžioji dalis yra 2-3 kartus didesnis nei Žemės spindulys (palyginimui, Neptūno spindulys yra maždaug 4 sausumos).

Radialinio greičio metodas leidžia mums nustatyti planetos masę taip. Žvaigždė ir planetos pritraukia viena kitą, ir nors planetos pritraukimas yra daug kartų silpnesnė, paaiškėja, kad žvaigždė sukasi aplink sistemos masės centre, kartais artėja prie mūsų, tada išvyksta. Šiuo atveju sugerties linijos savo spektro poslinkyje pereina į mėlyną sritį, tada į raudoną. Šio pamainos dydis yra proporcingas dviem kiekiams: planetos ir žvaigždės masių santykis, taip pat planetos orbitinis greitis, kuris savo ruožtu atvirkščiai proporcingas šakniui nuo atstumo nuo planetos iki žvaigždės. Kitaip tariant, kuo platesnė ir lengvesnė planeta, tuo mažiau radialiojo greičio svyravimų.

Jei planetos dydis (nuo tranzito stebėjimo) ir masė (nustatyta radialiojo greičio metodu) yra žinomi, tada galima apskaičiuoti planetos tankį ir todėl sužinoti, ar jis yra akmeninis, ar dujas.

Planetų tyrimas, kurio metu vienu metu buvo galima nustatyti masę ir spindulį, parodė didžiulį parametrų sklaidą ir daugumos jų neatitikimą Žemei. Tarp planetų, kurių masė yra iki 10 sausumos, yra ir planetos-vandenynai, kurių dešimtys procentų masės yra vanduo; mini neptunes,beveik visiškai sudarantis vandenį ir turintis dar tankią vandenilio ir helio atmosferą, padidindamas jų matomą spindulį; ir net miniatiūrinės dujų planetos, tokios kaip Kepler-11f, kurių masė yra tik 2,3 sausumos. Pastarasis tankis yra beveik pusė vandens tankio, o tai reiškia, kad dujinis vandenilis ir helis sudaro didžiąją dalį visos jo masės.

Kadangi netgi planetos, kurių masė yra tik kelios sausumos, atrodo, kad jos yra dujos arba beveik visiškai vandens telkiniai, galbūt maždaug tokio paties dydžio planetos atrodo kaip Žemė? Tarp Keplerio teleskopo aptiktų planetų yra perspektyvūs objektai. Taigi, planetos Kepler-62e, Kepler-62f turi atitinkamai 1,6 ir 1,4 spinduliuotės antžemines ir abu sukasi į savo žvaigždės gyvenamąją zoną. Tačiau jie yra pernelyg maži ir toli toli tirti radialinių greičių metodu, o jų masė ilgai išliks nežinoma. Faktas yra tai, kad žvaigždės spindulinio greičio svyravimo amplitudė, susieta su planetomis, esančiomis gyvenamosiose zonose, yra apie 0,1 m / s, kuri yra gerokai žemiau esamų instrumentų jautrumo ribos (nors ji turėtų patekti į naujos kartos prietaisų, tokių kaip ESPRESSO – Echelle spektrografas Rocky Exoplanet ir stabilios spektroskopijos stebėjimai).

Kokia turėtų būti planeta, kad vis dar būtų galima nustatyti jos masę? Šiame numeryje mokslininkams – Kepler-78b – buvo naudojamas labai neįprastas dalykas. Ši planeta yra tik 1,17 karto spindulys nuo Žemės spinduliu, bet sukasi šimtą kartų arčiau jo žvaigždės (vienas iš jo "metų" yra lygus 8,5 Žemės valandoms). Anksčiau mokslininkai nepriėmė, kad planetos gali egzistuoti taip arti savo žvaigždės. Tačiau vėlesnė analizė leido pašalinti visas alternatyvias galimybes (pvz., Tai, kad už matomos žvaigždės poros žvaigždžių, esančių už tyrinėjamos žvaigždės, bet labai arti danguje, papildoma šviesa yra kintama sudedamoji sudedamoji dalis, panaši į planetos perėjimą iš žvaigždės). "Kepler-78b" yra tikrai planeta, kurios dydis yra šiek tiek didesnis nei Žemė. Tuo pačiu metu jo orbitos spindulys yra tik 1,7 karto didesnis už pagrindinės žvaigždės Kepler-78 spindulį, todėl laukiami žvaigždinės spinduliuotės greičio svyravimai yra dešimtys kartų didesni nei panašioje planetoje gyvenamojoje zonoje. Ir tai jau gali būti ištaisyta naudojant šiuolaikinius įrenginius.

Radialinio greičio metodo apribojimai

Čia verta pasakyti apie radialiojo greičio metodo sudėtingumą. Nepaisant visų šiuolaikinių instrumentų ir metodų tobulinimo, siekiant išanalizuoti radialiojo greičio priklausomybę nuo laiko,jų tikslumas neviršija kelių metrų per sekundę (tai atitinka linijų bangos ilgį spektre šimtu milijonu nuo paties bangos ilgio!). Tai yra neišvengiama, nes yra daug sunkumų ir veiksnių, kurie konkuruoja su planetos sukeltos žvaigždinės spinduliuotės greičio svyravimais ir apsunkina signalo paiešką. Apie juos ir pasakykite išsamiau.

Visų pirma, dėl žvaigždės sukimosi, jo spektro linijos yra išplėstos, ir reikia stebėti linijų, daug mažesnių už jų plotį, poslinkį. Tai yra dėl to. Iš vienos pusės, žvaigždės dalykas artėja prie mūsų, kitame gale jis pašalinamas, o viduryje jis juda į šoną, bet ne į stebėtoją. Visi šie judesiai prisideda prie kiekvienos spektro linijos pozicijos, todėl visos eilutės turi eilės plotis v/c (nuo jų bangos ilgio), kur v charakterizuoja linijos judesio greitį ties žvaigždės paviršiaus, kai jis sukasi į regėjimo ašį (keli kilometrai per sekundę), projekcija ir su – šviesos greitis. Būtina aptikti per tūkstantį kartų mažesnį nei linijų pločio pamainą! Laimei, matematinio apdorojimo ir palyginimo su etaloniniu spektru metodai iš fiksuoto šaltinio, esančio tiesiogiai spektrografijoje, leidžia pastebėti ir išmatuoti net tokius pokyčius. Bet kiti veiksniai prisideda prie klaidos.

Žiedo diske esantys dėmeliai sukasi su juo, o kai taškelė atsiranda žvaigždės krašte, kuri judama kryptimi, kai ji sukasi, šviesos dalis, pasiekiama iš šio krašto, silpnėja. Tai sukelia charakteringus absorbcijos linijų profilio pokyčius (1 pav.), Kuris, bandant išmatuoti linijos padėtį, atrodo taip, tarsi visa žvaigždutė pasitrauktų nuo mūsų (ar mums, jei taško pasirodė priešingoje žvaigždės pakraštyje). Atitinkama viso radialinio greičio amplitudė yra 10 m / s, nors iš tikrųjų žvaigždė niekur nekelia.

Žaizdų granuliacija, kurią sukelia plazmos konvekcija, taip pat prisideda prie radialinio greičio svyravimų. Didėjančios dujų srautai perduoda šilumą iš žvaigždės gelmių į matomą paviršių, kur jie atšaldo, pabrėžia savo energiją į kosmosą ir nuskendo atgal, maišant medžiagą konvekcinėje zonoje. Šie srautai sudaro konvekcines koloneles, o granulės, matomos tokių atskirų stulpelių viršūnės, sudaro granuliuotą struktūrą, vadinamą granuliacija. Atsižvelgiant į stebėjimo geometriją, dujos kylančiose srovėse (kiekvienos granulės centre) žiūri į stebėtoją, o mažėjančiuose srautuose (ribose tarp granulių), atvirkščiai, stebėtojai.Skirtingais laikais ant žvaigždės disko atsiranda skirtingas didėjančių srautų skaičius, o tai sukelia spektro pasikeitimus (mėlyname regione, jei yra daugiau, raudonoje, jei yra mažesnis) laiko intervalais, kurie yra panašūs į granulės gyvenimo trukmę. Dėl saulės ir panašių žvaigždžių (ir tai yra dauguma Keplerio pavyzdžio), tai yra keletas valandų, o tai didėja, mažėjant gravitacinei jėgai žvaigždės paviršiuje: raudonųjų gigantų yra daugiau granulių, o raudonieji nykštukai yra šiek tiek mažiau.

Be to, visa žvaigždė svyruoja kaip visuma (šis reiškinys nagrinėja astroseismologiją), ir šie virpesiai taip pat atsispindi spektro, nes jie atitinka žvaigždės matomo paviršiaus judėjimą. Visi šie procesai turi amplitudę, kuri yra keletas metrų per sekundę, ir yra ant radialinio greičio svyravimų, kuriuos sukelia visos žvaigždės judesiai, veikiant planetos patrauklumui.

Kvėpuojant nuotolines žvaigždutes, kurios yra 1-2 tūkstančių šviesmečių tolimos ir todėl labai silpnos (tai žvaigždės, labiausiai pastebimos Keplerio teleskopu), kyla dar vienas sunkumas. Šviesa iš žvaigždės dalijamasi detektoriumi, kvantų forma ir mažu ryškumu, jų skaičius gali būti nepakankamas,ypač didelės raiškos spektroskopijai, kuri yra radialinio greičio metodo pagrindas. Spektrografo veikimo principas pagrįstas lygiagrečių spindulių skilimu į "vaivorykštę", kuri siunčiama į jutiklį, kuris atrodo kaip kameros matrica (bet daug jautresnė). HARPS-N spektrofotoriuje esančių jutiklių gretimų elementų bangų skirtumas yra 0,000145 nm, o tai reiškia, kad šviesos nuo matomo diapazono, kurio bangos ilgis yra šimtai nanometrų, yra šimtai tūkstančių taškų, kurių kiekvienas turėtų pakakti fotonai. Esant mažam žvaigždės ryškumui, linijos profilis nebus lygus, bet sulaužytas, dėl kurio matematiniais metodais (tai vadinama "šūviu triukšmu") blogėja jo pozicijos nustatymo tikslumas.

Be to, svarbų vaidmenį atlieka kiti veiksniai. Taigi radialinis greitis priklauso nuo žvaigždės judesio, palyginti su stebėtoju, o šis greitis taip pat apima Žemės orbitinį greitį aplink Saulę (30 km / s), Žemės sukimą aplink jos ašį (šimtus metrų / s) ir netgi orbitinio judesio pasipiktinimą Mėnuliu ir kitos Saulės sistemos kūnai (metrai per sekundę ir mažiau).

Norėdami atskirti visus šiuos signalų svyravimus iš vienos pusės, labai veiksmingas būdas yra gelbėjimo priemonė, kuri remiasi Furjė transformacija.Šis transformavimas atskleidžia periodines priklausomybes signalo srityje, pats pats signalas (ty spektrinių linijų pamainos priklausomybė nuo laiko) priklauso nuo jo amplitudės priklausomybės nuo kiekvieno konkretaus komponento laikotarpio ir visi priklausantys kreivės procesai parodo priklausomybės kreivę kaip pikselius – jo laikotarpiui (vadinamosios periodogramos, 2 pav.).

Pav. 2 Periodonto pavyzdžiai. Aukščiau – pagal Keplerio teleskopą žvaigždės Kepler-78 ryškumo pokyčių periodograma. Pikis kairėn atitinka planetos tranzitą, ir šuoliai dešinėje pusėje – dėmių praėjimas ant žvaigždės disko. Viduryje – pagal "HARPS-N" žvaigždės "Kepler-78" radialinio greičio pokyčio "žaliavinė" periodograma. Žemyn žemyn – periodologija, išskyrus visus kitus signalus, išskyrus planetą ir parazitines smailes. Atkreipkite dėmesį, kad triukšmo ir netikrosios smailės yra gana stiprūs, ir tik žinios apie dabartinį orbitinį laikotarpį leido mums nustatyti atitinkamą planetos piką 0,355 dienos. Jei planeta būtų lengvesnė, tada piko bus mažesnė. Akivaizdu, kad tranzito periodogramoje, palyginti su radialinėmis srovėmis, yra daug mažiau triukšmo ir aiškesnių smailių – šiuo metu tranzito metodas yra daug jautresnis nei radialiojo greičio metodas, bet pirmas duoda tik spindulį, o antrasis – tik planetos masė.Straipsniai, kuriuos aptaria Francesco Pepe ir kt. į Gamta

Žemės orbitos judėjimo greitis aplink Saulę yra tūkstančiai kartų didesnis nei svyravimai radialiniame žvaigždės greise, bet jo priklausomybė nuo laiko yra tiksliai žinoma, kaip ir kiti su Saulės sistema susiję veiksniai. Žemės metų ir žemės dienų trukmė yra tiksliai geresnė negu milijardai sekundžių dalių, o pačios greičiui yra iki šimto milijonų, o tai leidžia išskaidyti tikslų šių "trukdžių" vertę iš radialinio greičio signalo. Dėl žvaigždžių įstrižainių trukmės lygis arba žvaigždės sukimosi kartotinis aplink jo ašį, o astroseizminių svyravimų trukdžiai pasikartoja su charakteringu periodu, lygiu žvaigždės pulsacijos laikui, ir visus šiuos laikotarpius galima atpažinti analizuojant žvaigždės spektrą. Stipriausi smailiai, likę po foninių procesų aptikimo, paprastai atitinka planetų orbitos judėjimo periodus (arba jų dalines vertes, kurios atsiranda, jei orbitos yra stipriai pailgos). Nustatę fono procesų laikotarpius ir intensyvumą, į juos galima atsižvelgti, o tai reiškia, kad žvaigždės radialinio greičio pokyčiai yra tiksliau išmatuojami.

Lyginant matavimų duomenis su modelio duomenimis (apibūdinant žvaigždės spinduliuotojo greičio variacijas pagal planetos veikimą), galima nustatyti apytikrę planetos masę. Geras artėjimas yra laikomas tokia masė, kurioje modelis geriausiai atitinka stebėjimų rezultatus. Iš tiesų, žinoma, periodogramos turi sudėtingą išvaizdą, o po atskaitymo likęs triukšmas – atsitiktiniai svyravimai ir trukdžiai – vis tiek yra panašūs į patį signalą. Kaip tokia sudėtinga analizė gali būti matoma planetos 55 Kankūne pavyzdyje, kurio masė yra 8 sausumos. Jo orbitinis laikotarpis buvo apibrėžiamas kaip 1,7 dienos, tačiau, pastebėjęs jo tranzitą, paaiškėjo, kad šis laikotarpis yra lygiai vienas Žemės dienos trumpesnis, o jo žvaigždė yra daug stipresnė, nei buvo minėta iš pradžių.

Masės ir savybės Kepler-78b

Nustatant Kepler-78b masę mokslininkai susiduria su radialiojo greičio metodo sunkumais. Skirtingai nuo 55 "Cancri", Keplerio-78b orbitinis laikotarpis jau buvo žinomas, tačiau dėl mažesnio planetos dydžio numatomi radialinio greičio svyravimai neviršijo kelių metrų per sekundę, todėl reikalavo, kad vibracijos, atitinkančios jos orbitinį laikotarpį, būtų kuo tiksliau.Pastabos buvo atliekamos vienu metu dviem priemonėmis. Viena mokslininkų grupė iš kelių institutų, vadovaujamų Francesco Pepe, atliko stebėjimus naudojant HARPS-N spektrometrą, sumontuotą 3,6 metrų teleskopu Kanarų salų observatorijoje. Kita komanda, vadovaujama Andrewo Howardo, yra prie HIRES spektrometro, sumontuoto ant Hawaii 10 metrų kaklo teleskopo "Keck". Abiem šioms priemonėms numatoma radialinių greičių amplitudė yra beveik 1 m / s riba. Iš esmės ši riba jau gali būti peržengta: antroji Alpha Centauri sistemos žvaigždė sugebėjo surasti planetą (žr. Alpha Centauri Bb), suteikdama pusės amplitudės radialinį greitį 0,5 m / s, tačiau šis tikslumas buvo pasiektas dėl Alpha Centauri artumo ir ryškumo , o žvaigždės Kepler-78 ryškumas yra 20 000 kartų mažesnis.

Labai trumpas orbitinis "Kepler-78b" laikotarpis prisidėjo prie naudingo signalo ištraukimo. Kiekvienas HIRES spektrografo stebėjimas sudarė 12 pusvalandžių ekspozicijų seriją, užimančią didžiąją nakties dalį (3 pav.). Per šį laiką planetai sugebėjo išlaikyti reikšmingą savo orbitinio kelio dalį, o radialinis greitis turėjo keistis griežtai apibrėžtu būdu, kurį lemia orbitinio judesio įstatymai. Atitinka tai ir atskleidžia signalą.Tuo pačiu metu, žvaigždės veikimo įtaka neturi laiko pasireikšti: dėmės pasirodo ir išnyksta ant disko per kelias dienas – laiko, panašaus į žvaigždės sukimosi aplink jos ašį laikotarpį.

Pav. 3 Žvaigždės Kepler-78 radialinio greičio matavimas HIRES spektrografas. a – šaltinio signalas, kurio poveikis yra sumažintas, išskyrus žvaigždžių aktyvumą. Ilgalaikius svyravimus sukelia žvaigždinis aktyvumas, trumpalaikiai svyravimai sukelia orbitinį judesį. Raudona linija – modelinis radialinio greičio greitis, juodi taškai – individualus poveikis. Vertikaliai uždelstas radialinis greitis m / s, horizontaliai – laikas žemės dieną. j – visų stebėjimų rezultatai kaip orbitos fazės funkcija, atimant žvaigždžių aktyvumą. Horizontaliai Orbitafazė vėluojama, tranzitas atitinka 0 °. k – ta pati priklausomybė, apibūdinant visus matavimus su etapu, esančiu šalia nurodytų taškų. Raudonos linijos on j ir k – modelio priklausomybės, labiausiai susijusios su duomenimis. Vaizdai iš straipsnio, kurį aptaria Andrew W. Howard ir kt. į Gamta

Labiau akivaizdu yra jų įtaka palyginant skirtingų nakties metu gautus duomenis, tačiau tada gelbėjimui buvo žinoma, kad šių svyravimų periodas yra lygus arba žvaigždės rotacijos aplink jos ašį laikotarpiu, arba dalinai iš jo.Be to, pasirodo ir išnyksta dėmės ant žvaigždės paviršiaus (tai atitinka senų korekcijų ir naujų išvaizdų išnykimą sinusoidų pavidalu su tuo pačiu laikotarpiu, bet perkeliami į savavališką atstumą nuo ankstesnių ir su kita amplitudė), o planetoje visada eina savo orbitoje nuolat ir sklandžiai. Mokslininkai sako, kad fazinis poslinkis tarp žvaigždžių aktyvumo ir orbitos judėjimo sukeliamų svyravimų nėra išsaugotas. Tuo pačiu metu planetos orbitinio judesio fazė taip pat žinoma iš tranzito: kai planeta praeina tarp žvaigždės ir stebėtojo, radialinis greitis yra akivaizdžiai lygus nuliui.

Atsižvelgdami į signalo sinusinius pataisymus su periodais, atitinkančiais žvaigždės sukimąsi, mokslininkai pasiekė savo išskyrimą. Šiuo atveju tai reiškia, kad planetos signalas yra kiek įmanoma artimesnis žinomiems parametrams (orbitinis laikotarpis, žinoma fazė ir nulinis ekscentriškumas) numatomam signalui. Atsižvelgiant į tai, mokslininkai nustatė, kad galutinė radialinio greičio svyravimo pusiau amplitudė yra 1,66 ± 0,40 m / s, o planetos masė yra 1,69 ± 0,41 masės.

HARPS-N stebėjimai taip pat susideda iš 30 minučių trukmės ekspozicijų, tačiau, skirtingai nei HIRES,kiekvieną naktį tik du matavimai buvo atlikti tiktai numatomam didžiausiam ir minimaliam radialiniam greičiui (planetos "iš šono", fazės kvadratūros φ = 90 ° ir φ = 270 °, 4 pav.). Tai leido sumažinti reikalingą stebėjimo laiką (HARPS spektrografas turi tirti dešimtys Keplerio aptiktų planetų) ir užregistruoti svarbiausias radialinio greičio priklausomybės nuo laiko dalis. Tai taip pat paskatino trumpas orbitinis laikotarpis, dėl kurio du tokie matavimai tinka vienai nakčiai. Ilgalaikių svyravimų indėlis dėl žvaigždės aktyvumo buvo gautas tiesiog kaip dviejų stebėjimų vidurkis per naktį, nes radialiniai greičiai, atitinkantys priešingąsias orbitos dalis, yra vienodi vertės ir priešingoje ženkle. Tolesnis statistinis apdorojimas parodė, kad signalas turi pusiau amplitudę 1,96 ± 0,32 m / s ir atitinka planetą, kurios masė yra 1,86 (+0,38; -0,25) Žemės masės, o tai atitinka "konkuruojančio" tyrimo rezultatus PADANGOS. Čia reikia pažymėti, kad masės nustatymo paklaida yra didesnė už radialinį greitį, nes radialinį greitį nenustato planetos masė, o planetos ir žvaigždės masių santykis.Pastaroji yra žinoma su klaida: pagal HARPS-N komandą yra 0,778 ± 0,046 žiedo masės, o pagal HIRES komandą – 0,83 ± 0,05 saulės masių.

Pav. 4 Aukščiau – radialinio greičio priklausomybė (vertikaliai, m / s) nuo stebėjimo laiko (horizontaliai, sausumos dienomis) "Kepler-78" žvaigždute, gaunama HARPS-N spektrometru. Vertikalios linijos segmentai parodo atskirų matavimų klaidą (atsiradusią daugiausia dėl fotonuoto smūgio triukšmo). Ekspozicijos laikas – 30 minučių. Granuliavimo laikas yra keletą valandų, todėl jo įtaka neturi laiko pasirodyti per vieną ekspoziciją, tačiau tai daro įtaką gretimų ekspozicijų rezultatams. Difuzija, susijusi su fotonu triukšmu, yra 2,3 m / s, o bendra dispersija yra 4,08 m / s. Žemyn žemyn – radialinio greičio priklausomybė nuo laiko, gautos pridedant signalų dalis, kurios viena kitos atžvilgiu pasislinkė per visą orbitinių periodų skaičių ("fazės sulankstymas", visų matavimų įtraukimas į tą pačią orbitinę fazę). Juodi gabalai atskleisti atskirų matavimų (daugiausia dėl fotonų smūgio triukšmo) klaidą; raudoni segmentai – duomenys, pridedant visus matavimus su ta pačia orbitos faze, juoda sine banga – apskaičiuojami planetos masės radialinio greičio svyravimai, labiausiai atitinkantys stebėjimo duomenis. Straipsniai, kuriuos aptaria Francesco Pepe ir kt. į Gamta

Taigi, planetos tankis yra 5,4 (+3; -1,5) g / cm3. Tokia klaida leidžia reikšmingai sudėtingų neaiškumų, tačiau pagal labiausiai tikėtiną vertę Kepler-78b, kaip ir mūsų Žemė, yra du trečdaliai, sudarytų iš silikatinių uolienų ir vieno trečdalio geležies. Be to, "Kepler-78b" yra panašus į Žemę labiau nei bet kuri kita planeta, kurioje žinoma masė ir spindulys (5 pav.).

Pav. 5 Planeta Kepleris-78b, palyginti su žeme. Vaizdas iš apod.nasa.gov

Vis dėlto skirtumas yra ryškus: planetai šimtus kartų arčiau žvaigždės nei Žemės iki saulės ir tūkstančius kartų daugiau šviesos. Dienos pusė planetoje yra šildoma iki 2000-2500 ° C ir tikriausiai tvirtas lavos vandenynas. Kaip toks pasaulis buvo suformuotas, lieka nesuprantama. Faktas yra tas, kad žvaigždės susidaro dėl molekulinių debesų griūties, o jų gyvenimo pradžioje jie yra didesni nei vėliau, kai suspaudimas baigėsi. Planetoje Kepler-78b jo srovės orbitoje negalima suformuoti, nes sistemos formavimo metu ši orbitė buvo žvaigždės viduje!

Pav. 6 Planetos planetų sklaidos pavyzdys.Priartėję kartu, dvi didžiulės planetos gravitaciškai sąveikauja ir smarkiai sujaudina vienas kito orbitą. Kaip rezultatas, viena planeta yra beveik apykaitine orbitoje buvusio periferijos atstumu, o antroji planeta palieka žvaigždės sistemą. Pav. iš exoplanets.org

Vienas iš galimų būdų planetoms įveikti tokius orbitus yra planetos-planetinis išskaidymas (6 pav.). Jaunose planetinėse sistemose orbitos dažnai yra tokios nestabilios, kad yra galimos dvi artimos viena kitos planetos. Jei planetos yra masyvios, o perėjimas yra pakankamai arti, kad planetos vyrautų virš žvaigždės traukos, jų orbitos labai pasikeitė (o ne lėtai besikeičiančių orbitinių parametrų įtaka silpniems gravitaciniams pasipriešinimams esant dideliam atstumui, kaip ir Saulės sistemoje). Po to viena planeta gali skristi tiesiai į žvaigždę ir pasibaigti elipsės orbitoje su perihelionu, esančiu dešimt kartų arčiau atstumo, kuriame įvyko susitikimas. Kiekviename perilio perėjime dalis planetos orbitinio judesio energijos išsisklaido kaip potvynių jėgos (kurios tokiais atstumais yra labai didelės). Dėl to laipsniškai mažėja atstumas iki ateljono.Galų gale tokia planeta randasi beveik apykaitinėje orbitoje buvusio periferijos atstumu. Antroji planeta šiame scenarijuje visiškai palieka žvaigždės sistemą. Jei pirmoji planeta yra masyvesnė nei visos įstaigos, kurių orbitos yra tarp jos apelijaus ir perihelio, tada jie taip pat bus išmesti iš sistemos. Tai paaiškina, kodėl sistemose su karštuoju Jupiteriu paprastai yra tik viena planeta.

"Kepler-78b" atvejis yra mažiau aiškus: jo masė yra pakankamai maža ne tik sistemos išvalymui, bet ir apskritai dalyvauti planetų planetų sklaidoje. Dėl šio mechanizmo būtina, kad planetų greičio pokytis būtų ne mažesnis nei jų paties judėjimo greitis orbitoje aplink žvaigždę. Tačiau šis pokytis negali būti didesnis nei antras tarpusavyje sujungtų planetų sunkesni kosminis greitis. Pavyzdžiui, Žemė turi orbitinį 30 km / s greitį, o antrasis greitis – 11 km / s. Taigi, planetų planetų sklaidai gali dalyvauti tik pakankamai sunkios planetos. Patikrinkite, kad pats Kepleris-78b kažkada buvo ledo gigantas kaip Neptūnas ir pasverė du dešimtis kartų daugiau, bet prarado didžiąją dalį masės dėl lakiųjų medžiagų išgarinimo į kosmosą po žvaigždės spinduliuotės poveikio, kai ji atsidūrė dabartinėje orbitoje.

Eksoplanetų paieška ir tyrimai aktyviai tęsiasi. "Kepler" teleskopas jau baigė savo misiją ieškoti tranzito eksoplanetų, tačiau savo duomenų vis dar yra keletas tūkstančių neišbandytų kandidatų. HARPS-N spektrografas taip pat buvo sukurtas siekiant juos išnagrinėti radialiojo greičio metodu (ankstesnė versija HARPS buvo įdiegta pietų pusrutulyje, o iš ten žvaigždynai Cygnus ir Lyra, kuriuose yra dauguma Keplerio tikslų) nematyti. Taigi laukiame naujų įdomiausių sistemų, tokių kaip Kepler-11, Kepler-20 ir kt., Tyrimų rezultatų.

Šaltiniai:
1) Andrew W. Howard ir kt. Uolinė kompozicija, susieta su žeme, eksoplanetas // Gamta. 2013. V. 503. p. 381-384.
2) Francesco Pepe ir kt. Žemės dydžio planeta su žemės tankiu // Gamta. 2013. V. 503. P. 377-380.

Ivanas Lavrenovas


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: