Леонид Ксанфомалити - ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

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.

Причина своеобразного "выбора" масс планет, которые обращаются по низким круговым орбитам, лежит, по-видимому, в механизме миграции, медленного сползания планет с высоких орбит, где они образовались, на низкие, околозвездные. Явление миграции предсказывали некоторые теоретические работы, но так как в Солнечной системе все крупные планеты всегда остаются на своих орбитах и никуда не сползают, теории миграции особого значения не придавали. Но теперь миграция, направленная к центральной звезде, с орбит, находящихся в зоне формирования планет-гигантов (на расстоянии 4-5 а. е.), остается единственным логичным объяснением происхождения низкоорбитальных планет, потому что здесь им просто не из чего возникнуть. Астрономы уже обнаружили несколько десятков гигантских газово-пылевых дисков в стадии формирования планет. Обширная зона вокруг звезды, радиусом до нескольких десятков а. е., свободная от пыли и газа, в них присутствует неизменно. Плотность излучения звезды здесь настолько высока, что пылевые частицы испаряются и улетают на периферию. Поэтому ответ на первый возникающий вопрос: где находится тот материал, из которого сформировались низкоорбитальные планеты? – мог быть только один: на расстоянии орбиты Юпитера (5 а. е.). Согласно теории, миграция возникает на ранней стадии формирования звезды и планетной системы и происходит достаточно быстро. Внесолнечные планеты предлагают теоретикам столько вопросов, что впору всю теорию образования планет писать заново. А наивный вопрос: почему миграции нет в нашей Солнечной системе? – им лучше не задавать.

Благодаря высокой активности исследователей, использующих метод лучевых скоростей (МЛС), число еще не изученных звезд – кандидатов на обладание планетными системами в пределах сферы, скажем, 100 пк, быстро подходит к концу. Все это звезды из близкого солнечного окружения, а для далеких звезд МЛС не годится. Примерно полдюжины планетных систем найдено в ходе программы поиска так называемых гравитационных линз OGLE (Optical Gravitation Lensing Experiment), на расстояниях более 1000 пк. Хотя число объектов, найденных OGLE, растет, они мало что смогут дать физике внесолнечных планет, поскольку у столь далеких слабых объектов даже тип компаньона (планета-гигант, коричневый карлик или звезда малой массы) определить очень сложно.

Некоторые группы орбит короткопериодических планет имеют пониженную или повышенную населенность по сравнению с остальными. Группирование по орбитальным периодам также неравномерно и почему-то наиболее заметно вблизи периодов 3-5 суток. На этот интервал приходится достаточно много планет, чтобы считать наблюдаемый максимум неслучайным.

Подавляющее число экзопланет с большой полуосью орбиты более 0,16 а. е. имеет очень большие и даже гигантские эксцентриситеты орбит, которые в Солнечной системе встречаются только у комет и некоторых астероидов. Представим себе, что планета, подобная Сатурну, раз в десять лет сближается со своим солнцем, а затем уходит на окраины системы, за пределы видимости. Эксцентриситет, осредненный для 90 экзопланет на орбитах с большой полуосью более 0,15 а. е., составляет 0,32. Для объяснения происхождения высоких эксцентриситетов предложены различные механизмы, причем главными остаются гравитационное взаимодействие между образующимися планетами или взаимодействие планеты с протопланетным диском. Интересно, что в этом процессе больше образовавших ся гигантов выбрасывается в космос, чем остается у звезды. Согласно некоторым работам, в Солнечной системе когда-то могло быть до десяти юпитеров, которые в этом "небесном пинг-понге" усердно выталкивали друг друга. Что же касается эксцентриситета, то, если низкоорбитальные "горячие юпитеры" действительно мигрировали с высоких орбит, после завершения миграции они каким-то образом сумели от него избавиться. Это поразительное их свойство. Миграция каким-то образом выключилась, когда они приблизились к родительской звезде на минимальное расстояние.

Среди известных экзопланет все же есть несколько на высоких орбитах, но с малым эксцентриситетом, то есть почти на круговой орбите. Такова третья планета в системе звезды ρ 1Cancri (55 Cancri), "горячий юпитер" с периодом 14,7 суток у которой был обнаружен в числе первых экзопланет. На кеплеровский компонент, так же как у υAnd, накладывается медленный дрейф лучевой скорости, указывающий на присутствие другой планеты. Вторая планета с периодом обращения 44,3 суток имеет большой эксцентриситет орбиты. Третья планета привлекает внимание тем, что имеет орбитальный период около 14,7 года, весьма близкий к периоду Юпитера, большую полуось орбиты 5,9 а. е. (у Юпитера 5,2 а. е.) и, что наиболее интересно, сравнительно низкий эксцентриситет орбиты, 0,16. Масса планеты составляет по крайней мере 4,06 масс Юпитера ( M ю). Среди других экзопланетных систем с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 можно отметить планеты у звезды в Большой Медведице, 47 UMa b и c , с массами M sin i 2,41 и 0,76 M ю, и a = 2,10 и 3,73 а. е. Для планеты 47 UMa c , положение которой примерно соответствует поясу астероидов в Солнечной системе, масса может быть даже меньше 1 M ю. Но таких объектов немного. В целом низкий эксцентриситет исключение, а не правило.

Распределение короткопериодических экзопланет по длительности орбитальных периодов.

Если наблюдатель случайно окажется примерно в плоскости кеплеровской орбиты, масса планеты будет определена точно, так как синус угла становится равен единице. В этом случае можно также наблюдать прохождения по диску звезды планеты (ее транзиты). Конечно, различить черный кружок на точечном диске звезды нельзя, но небольшое уменьшение потока света от звезды измерить можно. В работах 1985 года, опубликованных накануне открытия первого короткопериодического "горячего юпитера" (51Peg b ), указывалось, что перспективы обнаружить гипотетические внесолнечные планеты по их транзитам сомнительны. Авторы исходили из того, что не только вероятность благоприятного для наблюдения транзитов положения плоскости орбиты низка (скажем, для пары Солнце – Юпитер вероятность равна 0,0006), но и само явление происходит исключительно редко (например, исходя из периода обращения Юпитера в Солнечной системе, 1 раз в 12 лет). О существовании низкоорбитальных "горячих юпитеров" никто не подозревал, а у них вероятность оказаться в плоскости наблюдения транзитов гораздо выше, вплоть до 0,06 и даже до 0,20. Для системы звезды HD 209458, первой, транзиты которой были обнаружены, вероятность их наблюдения составила 0,17. Транзиты стали новым мощным инструментом астрофизики, позволяющим исследовать не только экзопланету, но и саму родительскую звезду.