Экзопланетология - Exoplanetology

Экзопланетология или экзопланетная наука - это интегрированная область астрономической науки, посвященная поиску и изучению экзопланет (внесолнечных планет). В нем используется междисциплинарный подход, который включает астробиологию , астрофизику , астрономию , астрохимию , астрогеологию , геохимию и планетологию .

Номенклатура

Соглашение об именах экзопланет является расширением системы именования систем с несколькими звездами, принятой Международным астрономическим союзом (МАС). Для экзопланеты, вращающейся вокруг одиночной звезды, имя обычно формируется путем взятия имени ее родительской звезды и добавления строчной буквы. Первой обнаруженной в системе планете дается обозначение «b» (родительская звезда считается «а»), а последующим планетам даются последующие буквы. Если несколько планет в одной системе обнаруживаются одновременно, ближайшая к звезде получает следующую букву, за которой следуют другие планеты в порядке размера орбиты. Существует временный стандарт, одобренный МАС, чтобы разрешить именование околоземных планет . У ограниченного числа экзопланет есть собственные имена, санкционированные МАС. Существуют и другие системы именования.

Методы обнаружения

Прямая визуализация

Две экзопланеты, отображаемые непосредственно вокруг звезды Бета Живописца, без звезд и искусственно украшенные контуром орбиты одной из планет.  Белая точка в центре - другая экзопланета в той же системе.
Непосредственное изображение планеты Beta Pictoris b

Планеты очень тусклые по сравнению с их родительскими звездами. Например, звезда, похожая на Солнце, примерно в миллиард раз ярче, чем отраженный свет от любой экзопланеты, вращающейся вокруг нее. Такой слабый источник света трудно обнаружить, и, кроме того, родительская звезда вызывает блики, которые имеют тенденцию размывать его. Необходимо заблокировать свет от родительской звезды, чтобы уменьшить блики, оставив свет от планеты обнаруживаемым; это является серьезной технической проблемой, требующей исключительной оптотермической стабильности . Все экзопланеты, которые были получены напрямую, большие (более массивные, чем Юпитер ) и значительно удалены от своей родительской звезды.

Специально разработанные инструменты прямого построения изображений, такие как Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE и SCExAO, позволят получить изображения десятков газовых гигантов, но подавляющее большинство известных внесолнечных планет было обнаружено только косвенными методами. Следующие косвенные методы оказались полезными:

Косвенные методы

Анимация системы звезда-планета с ребра, показывающая геометрию, рассматриваемую для транзитного метода обнаружения экзопланет.
Когда звезда находится за планетой, ее яркость кажется тусклой.
Если планета пересекает (или проходит ) перед диском своей родительской звезды, то наблюдаемая яркость звезды падает на небольшую величину. Степень затемнения звезды зависит, среди прочего, от ее размера и размера планеты. Поскольку метод транзита требует, чтобы орбита планеты пересекала линию прямой видимости между звездой-хозяином и Землей, вероятность того, что экзопланета на случайно ориентированной орбите будет проходить мимо звезды, несколько мала. Кеплер телескоп использовал этот метод.
Гистограмма, показывающая количество экзопланет, обнаруженных за год и каждый метод обнаружения, по состоянию на сентябрь 2014 года. Сумма экзопланет, обнаруженных с января по сентябрь 2014 года, как минимум в 4,5 раза больше, чем в любой предыдущий год.
Обнаруженные внесолнечные планеты за год и методом обнаружения (по состоянию на сентябрь 2014 г.):
  прямая визуализация
  микролинзирование
  транзит
  время
  лучевая скорость
Когда планета вращается вокруг звезды, звезда также движется по собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы. Изменения лучевой скорости звезды, то есть скорости, с которой она движется к Земле или от нее, можно обнаружить по смещению спектральных линий звезды из-за эффекта Доплера . Могут наблюдаться чрезвычайно малые изменения лучевой скорости - 1 м / с или даже несколько меньше.
Когда присутствует несколько планет, каждая из них немного искажает орбиты других. Таким образом, небольшие вариации времени прохождения одной планеты могут указывать на присутствие другой планеты, которая сама может проходить, а может и не проходить. Например, вариации транзитов планеты Кеплер-19b предполагают существование второй планеты в системе, непереходящей планеты Кеплер-19c .
Анимация, показывающая разницу между временем прохождения планет в однопланетных и двухпланетных системах.
Когда планета вращается вокруг нескольких звезд или если у планеты есть луны, время ее прохождения может значительно варьироваться в зависимости от прохождения. Хотя с помощью этого метода не было обнаружено никаких новых планет или лун, он используется для успешного подтверждения многих транзитных околоземных планет.
Микролинзирование происходит, когда гравитационное поле звезды действует как линза, увеличивая свет далекой фоновой звезды. Планеты, вращающиеся вокруг линзирующей звезды, могут вызывать заметные аномалии увеличения, поскольку оно меняется во времени. В отличие от большинства других методов, которые имеют смещение обнаружения планет с малыми (или для получения разрешенных изображений - большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет на расстоянии 1–10  а.е. от звезд, подобных Солнцу.
Астрометрия заключается в точном измерении положения звезды на небе и наблюдении за изменениями этого положения с течением времени. Движение звезды из-за гравитационного воздействия планеты можно наблюдать. Однако из-за того, что движение настолько мало, этот метод еще не был очень продуктивным. Он произвел лишь несколько спорных обнаружений, хотя его успешно использовали для исследования свойств планет, обнаруженных другими способами.
Пульсара (маленький, сверхплотная остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая ) излучает радиоволны очень регулярно , как она вращается. Если планеты вращаются вокруг пульсара, они вызовут небольшие аномалии во времени наблюдаемых им радиоимпульсов. С помощью этого метода было сделано первое подтвержденное открытие внесолнечной планеты . Но по состоянию на 2011 год это было не очень продуктивно; Таким образом были обнаружены пять планет около трех разных пульсаров.
Подобно пульсарам, есть и другие типы звезд, которые проявляют периодическую активность. Отклонения от периодичности иногда могут быть вызваны планетой, вращающейся вокруг нее. По состоянию на 2013 год этим методом было обнаружено несколько планет.
Когда планета вращается очень близко к звезде, она улавливает значительное количество звездного света. Когда планета вращается вокруг звезды, количество света меняется из-за того, что планеты имеют фазы с точки зрения Земли, или планета светится больше с одной стороны, чем с другой, из-за разницы температур.
Релятивистское излучение измеряет наблюдаемый поток от звезды из-за ее движения. Яркость звезды меняется по мере того, как планета приближается или удаляется от своей звезды-хозяина.
Массивные планеты, расположенные рядом с родительскими звездами, могут немного деформировать форму звезды. Это приводит к небольшому отклонению яркости звезды в зависимости от того, как она вращается относительно Земли.
С помощью метода поляриметрии поляризованный свет, отраженный от планеты, отделяется от неполяризованного света, испускаемого звездой. С помощью этого метода не было обнаружено никаких новых планет, хотя этим методом было обнаружено несколько уже обнаруженных планет.
Диски космической пыли окружают множество звезд, которые, как считается, образовались в результате столкновений астероидов и комет. Пыль может быть обнаружена, поскольку она поглощает звездный свет и повторно излучает его в виде инфракрасного излучения. Детали на дисках могут указывать на присутствие планет, хотя это не считается окончательным методом обнаружения.

Параметры орбиты

Большинство известных кандидатов в внесолнечные планеты были обнаружены с использованием косвенных методов, поэтому можно определить только некоторые из их физических и орбитальных параметров. Например, из шести независимых параметров , определяющих орбиту, метод лучевой скорости может определить четыре: большая полуось , эксцентриситет , долгота периастра и время периастра. Два параметра остаются неизвестными: наклон и долгота восходящего узла .

Расстояние от звезды и орбитальный период

Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, орбитальные радиусы и периоды всех внесолнечных планет, обнаруженных до сентября 2014 года, с цветами, указывающими метод обнаружения
Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, орбитальные радиусы и периоды всех внесолнечных планет, открытых до сентября 2014 года, с цветами, указывающими метод обнаружения:
Для справки, планеты Солнечной системы отмечены серыми кружками. По горизонтальной оси отложен логарифм большой полуоси, а по вертикальной оси отложен логарифм массы.

Есть экзопланеты, которые намного ближе к своей родительской звезде, чем любая планета в Солнечной системе к Солнцу, а также есть экзопланеты, которые намного дальше от своей звезды. Меркурий , ближайшая к Солнцу планета на расстоянии 0,4  астрономической единицы (а.е.), занимает 88 дней для обращения, но самые маленькие известные орбиты экзопланет имеют орбитальный период всего несколько часов, см. Планета с ультракоротким периодом . Система Кеплер-11 имеет пять планет на меньших орбитах, чем Меркурий. Нептун находится в 30 астрономических единицах от Солнца, и для их обращения по орбите требуется 165 лет, но есть экзопланеты, которые находятся на расстоянии тысяч астрономических единиц от своей звезды и обращаются по орбите за десятки тысяч лет, например, GU Piscium b .

В радиальных скоростях и транзитные методы являются наиболее чувствительными к планетам с маленькими орбитами. Самые ранние открытия, такие как 51 Peg b, были газовыми гигантами с орбитами в несколько дней. Эти « горячие юпитеры », вероятно, сформировались дальше и мигрировали внутрь.

Метод прямого построения изображений наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами, и он обнаружил некоторые планеты, у которых расстояние между планетами и звездами составляет сотни а.е. Однако протопланетные диски обычно имеют радиус всего около 100 а.е., а модели аккреции ядра предсказывают, что образование гигантских планет будет в пределах 10 а.е., где планеты могут слиться достаточно быстро, прежде чем диск испарится . Планеты-гиганты с очень длинным периодом могли быть планетами-изгоями, которые были захвачены или сформированы близко друг к другу и гравитационно рассеивались наружу, или планета и звезда могли быть широкой двойной системой с несбалансированной массой, при этом планета была основным самостоятельным объектом. отдельный протопланетный диск. Модели гравитационной нестабильности могут создавать планеты на расстоянии в несколько сотен а.е., но для этого потребуются диски необычно большого размера. Для планет с очень широкими орбитами до нескольких сотен тысяч а. Е. Может быть трудно с помощью наблюдений определить, связана ли планета со звездой гравитационно.

Большинство обнаруженных планет находятся в пределах нескольких а.е. от своей звезды, потому что наиболее часто используемые методы (лучевая скорость и прохождение) требуют наблюдения нескольких орбит, чтобы подтвердить, что планета существует, и прошло достаточно времени с тех пор, как эти методы были применены. сначала использовался для покрытия небольших промежутков. Некоторые планеты с более крупными орбитами были обнаружены с помощью прямых изображений, но есть средний диапазон расстояний, примерно эквивалентный области газового гиганта Солнечной системы, которая в значительной степени не исследована. Оборудование для получения прямых изображений для изучения этого региона было установлено на двух больших телескопах, которые начали работать в 2014 году, например, Gemini Planet Imager и VLT-SPHERE . Метод микролинзирования обнаружил несколько планет в диапазоне 1–10 а.е. Кажется правдоподобным, что в большинстве экзопланетных систем есть одна или две планеты-гиганты с орбитами, сравнимыми по размеру с орбитами Юпитера и Сатурна в Солнечной системе. Сейчас известно, что планеты-гиганты с существенно большими орбитами встречаются редко, по крайней мере, вокруг звезд, подобных Солнцу.

Расстояние обитаемой зоны от звезды зависит от типа звезды, и это расстояние меняется в течение жизни звезды, так как размер и температура звезды изменяются.

Эксцентриситет

Эксцентриситет орбиты является мерой того , как эллиптическим (удлиненным) это. Все планеты Солнечной системы, кроме Меркурия, имеют почти круговые орбиты (e <0,1). Большинство экзопланет с орбитальным периодом 20 дней или меньше имеют почти круговые орбиты, то есть с очень низким эксцентриситетом. Считается, что это связано с приливной циркуляризацией : уменьшением эксцентриситета со временем из-за гравитационного взаимодействия между двумя телами. У большинства планет размером с Нептун, обнаруженных космическим аппаратом Кеплера с короткими периодами обращения, очень круговые орбиты. Напротив, планеты-гиганты с более длинными орбитальными периодами, обнаруженные методами лучевых скоростей, имеют довольно эксцентричные орбиты. (По состоянию на июль 2010 г., у 55% ​​таких экзопланет эксцентриситет больше 0,2, а у 17% эксцентриситет больше 0,5.) Эксцентриситет планет-гигантов от умеренного до высокого (e> 0,2) не является эффектом наблюдательной селекции, поскольку планета может быть обнаруженным примерно одинаково хорошо, независимо от эксцентриситета его орбиты. Статистическая значимость эллиптических орбит в ансамбле наблюдаемых планет-гигантов несколько удивительна, потому что современные теории формирования планет предполагают, что эксцентриситет орбиты маломассивных планет должен иметь циркулярную форму за счет гравитационного взаимодействия с окружающим протопланетным диском . Однако по мере того, как планета становится более массивной и ее взаимодействие с диском становится нелинейным, это может вызвать эксцентрическое движение газа окружающего диска, что, в свою очередь, может вызвать эксцентриситет орбиты планеты. Низкие эксцентриситеты коррелируют с высокой множественностью (количеством планет в системе). Низкая эксцентриситет нужна для обитаемости, особенно для продвинутой жизни.

Для слабых доплеровских сигналов, близких к пределам способности обнаружения тока, эксцентриситет становится плохо ограниченным и смещается в сторону более высоких значений. Предполагается, что некоторые из высоких эксцентриситетов, о которых сообщалось для маломассивных экзопланет, могут быть завышенными, поскольку моделирование показывает, что многие наблюдения также согласуются с двумя планетами на круговых орбитах. Зарегистрированные наблюдения одиночных планет на умеренно эксцентрических орбитах имеют примерно 15% шанс оказаться парой планет. Это неправильное толкование особенно вероятно, если две планеты вращаются с резонансом 2: 1. С образцом экзопланет, известным в 2009 году, группа астрономов подсчитала, что «(1) около 35% опубликованных эксцентрических решений для одной планеты статистически неотличимы от планетных систем в орбитальном резонансе 2: 1, (2) еще 40% невозможно. статистически отличные от решения с круговой орбитой "и" (3) планеты с массами, сопоставимыми с массой Земли, могут быть скрыты в известных орбитальных решениях эксцентричных суперземель и планет с массой Нептуна ".

Обзоры радиальных скоростей показали, что орбиты экзопланет за пределами 0,1 а.е. являются эксцентрическими, особенно для больших планет. Данные о транзите, полученные космическим аппаратом Кеплер , согласуются с обзорами RV, а также показали, что планеты меньшего размера имеют менее эксцентричные орбиты.

Наклонение в зависимости от угла вращения орбиты

Наклонение орбиты - это угол между плоскостью орбиты планеты и другой исходной плоскостью. Для экзопланет наклон обычно указывается относительно наблюдателя на Земле: используется угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и лучом зрения от Земли до звезды. Следовательно, большинство планет, наблюдаемых методом транзита , близки к 90 градусам. Поскольку слово «наклон» используется в исследованиях экзопланет для обозначения этого наклона линии прямой видимости, то для угла между орбитой планеты и вращением звезды должно использоваться другое слово, и это называется углом вращения орбиты или выравниванием вращения орбиты. В большинстве случаев ориентация оси вращения звезды неизвестна. Космический корабль Кеплер обнаружил несколько сотен многопланетных систем, и в большинстве из них все планеты вращаются почти в одной плоскости, как и Солнечная система. Однако сочетание астрометрических измерений и измерений лучевых скоростей показало, что некоторые планетные системы содержат планеты, орбитальные плоскости которых значительно наклонены относительно друг друга. Более половины горячих юпитеров имеют орбитальные плоскости, существенно смещенные с вращением их родительской звезды. Значительная часть горячих юпитеров даже имеет ретроградные орбиты , что означает, что они вращаются в направлении, противоположном вращению звезды. Вместо того, чтобы нарушить орбиту планеты, возможно, что сама звезда перевернулась на раннем этапе формирования их системы из-за взаимодействия между магнитным полем звезды и диском, формирующим планету.

Прецессия периастра

Прецессия периастра - это вращение орбиты планеты в плоскости орбиты, т. Е. Оси изменения направления эллипса. В Солнечной системе возмущения от других планет являются основной причиной, но для близких экзопланет самым большим фактором могут быть приливные силы между звездой и планетой. Для близких экзопланет общий релятивистский вклад в прецессию также значителен и может быть на порядки больше, чем тот же эффект для Меркурия . Некоторые экзопланеты имеют значительно эксцентричные орбиты , что упрощает обнаружение прецессии. Эффект общей теории относительности можно обнаружить в масштабе времени примерно 10 лет или меньше.

Узловая прецессия

Узловая прецессия - это вращение плоскости орбиты планеты. Прецессию узлов легче увидеть в отличие от прецессии периастра, когда плоскость орбиты наклонена к вращению звезды, причем крайним случаем является полярная орбита.

WASP-33 - это быстро вращающаяся звезда, на почти полярной орбите которой находится горячий Юпитер . Момент , квадрупольные масс и надлежащий угловой момент звезды в 1900 и 400 раз, соответственно, больше , чем у Солнца Это вызывает значительные классические и релятивистские отклонения от законов Кеплера . В частности, быстрое вращение вызывает большую узловую прецессию из-за сжатия звезды и эффекта Лензе – Тирринга .

Вращение и осевой наклон

Логлинейный график зависимости массы планеты (в массах Юпитера) от скорости вращения (в км / с), сравнение экзопланеты Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы
График зависимости экваториальной скорости вращения от массы для планет, сравнивающих Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы .

В апреле 2014 года было объявлено о первом измерении периода вращения планеты : продолжительность дня для газового гиганта супер-Юпитера Beta Pictoris b составляет 8 часов (исходя из предположения, что осевой наклон планеты невелик). экваториальная скорость вращения 25 км в секунду, это больше, чем у планет-гигантов Солнечной системы, что соответствует ожиданиям, что чем массивнее планета-гигант, тем быстрее она вращается. Расстояние от звезды Beta Pictoris b до звезды - 9 астрономических единиц. На таких расстояниях вращение планет-гигантов не замедляется приливными эффектами. Beta Pictoris b все еще теплый и молодой, и в течение следующих сотен миллионов лет он остынет и сократится примерно до размеров Юпитера, и если его угловой момент сохранится, то по мере его сокращения продолжительность его дня будет увеличиваться. уменьшится примерно до 3 часов, а его экваториальная скорость вращения увеличится примерно до 40 км / с. Изображения Beta Pictoris b не имеют достаточно высокого разрешения, чтобы напрямую видеть детали, но методы доплеровской спектроскопии использовались, чтобы показать, что разные части планеты движутся с разной скоростью и в противоположных направлениях, из которых было сделано предположение, что планета вращается. В следующем поколении больших наземных телескопов можно будет использовать методы доплеровской визуализации для создания глобальной карты планеты, как, например, картографирование коричневого карлика Luhman 16B в 2014 году. Исследование вращения нескольких газовых гигантов, проведенное в 2017 году. не обнаружил корреляции между скоростью вращения и массой планеты.

Происхождение вращения и наклона планет земной группы

Удары гигантов сильно влияют на вращение планет земной группы . Последние несколько гигантских ударов во время формирования планет, как правило, являются основным фактором, определяющим скорость вращения планеты земной группы. В среднем угловая скорость вращения будет около 70% скорости, которая заставила бы планету распасться и разлететься; естественный результат столкновения планетарного эмбриона со скоростью, немного превышающей скорость убегания . На более поздних стадиях вращение планеты земной группы также зависит от ударов планетезималей . Во время стадии гигантского столкновения толщина протопланетного диска намного больше, чем размер планетарных зародышей, поэтому столкновения с равной вероятностью произойдут с любого направления в трех измерениях. Это приводит к наклону оси аккрецированных планет в диапазоне от 0 до 180 градусов с любым направлением так же вероятно, как и любое другое с равной вероятностью как прямого, так и ретроградного вращения. Следовательно, прямое вращение с небольшим наклоном оси, обычное для планет земной группы Солнечной системы, за исключением Венеры, в целом не характерно для планет земной группы, образованных гигантскими ударами. Начальный наклон оси планеты, определяемый гигантскими ударами, может быть существенно изменен звездными приливами, если планета находится близко к своей звезде, и спутниковыми приливами, если у планеты есть большой спутник.

Приливные эффекты

Для большинства планет период вращения и наклон оси (также называемый наклонным углом) неизвестны, но было обнаружено большое количество планет с очень короткими орбитами (где приливные эффекты сильнее), которые, вероятно, достигли равновесного вращения, которое может быть предсказанные ( например, приливная блокировка , спин-орбитальные резонансы и нерезонансные равновесия, такие как ретроградное вращение ).

Гравитационные приливы имеют тенденцию уменьшать осевой наклон до нуля, но в течение более длительного периода времени, чем скорость вращения достигает равновесия. Однако присутствие нескольких планет в системе может привести к тому, что наклон оси будет захвачен в резонансе, называемом состоянием Кассини . Вокруг этого состояния наблюдаются небольшие колебания, а в случае Марса эти изменения наклона оси хаотичны.

Близость горячих юпитеров к своей родительской звезде означает, что их спин-орбитальная эволюция в основном обусловлена ​​гравитацией звезды, а не другими эффектами. Считается, что скорость вращения горячих юпитеров не улавливается спин-орбитальным резонансом из-за того, как такое жидкое тело реагирует на приливы; поэтому такая планета замедляется до синхронного вращения, если ее орбита круговая, или, наоборот, она замедляется до несинхронного вращения, если ее орбита эксцентрична. Горячие юпитеры, вероятно, будут развиваться в сторону нулевого наклона оси, даже если они находились в состоянии Кассини во время планетарной миграции, когда находились дальше от своей звезды. Орбиты Горячих Юпитеров со временем станут более круговыми, однако присутствие других планет в системе на эксцентрических орбитах, даже таких маленьких, как Земля, и удаленных от обитаемой зоны, может продолжать поддерживать эксцентриситет Горячего Юпитера, поэтому что продолжительность приливной циркуляризации может составлять миллиарды вместо миллионов лет.

Согласно прогнозам, скорость вращения планеты HD 80606 b составит около 1,9 дня. HD 80606 b избегает спин-орбитального резонанса, поскольку является газовым гигантом. Эксцентриситет его орбиты означает, что он избегает приливной блокировки.

Физические параметры

Масса

Когда планета обнаруживается методом лучевых скоростей , ее орбитальное наклонение i неизвестно и может составлять от 0 до 90 градусов. Этот метод не может определить истинную массу ( M ) планеты, а скорее дает нижний предел ее массы , M  sin i . В некоторых случаях кажущаяся экзопланета может быть более массивным объектом, например коричневым карликом или красным карликом. Однако вероятность малой величины I (скажем , менее 30 градусов, что дало бы истинную массу , по крайней мере в два раза больше наблюдаемый нижний предел) является относительно низкого (1- 3 /2 ≈ 13%) и , следовательно , большинство планета будет имеют истинные массы, довольно близкие к наблюдаемому нижнему пределу.

Если орбита планеты почти перпендикулярна линии обзора (т. Е. Близка к 90 °), планету можно обнаружить с помощью метода транзита . Тогда наклон будет известен, а наклон в сочетании с M  sin i из наблюдений за лучевой скоростью даст истинную массу планеты.

Кроме того, астрометрические наблюдения и динамические соображения в системах с несколькими планетами иногда могут обеспечить верхний предел истинной массы планеты.

В 2013 году было предложено, что масса транзитной экзопланеты также может быть определена по спектру пропускания ее атмосферы, поскольку ее можно использовать для независимого ограничения атмосферного состава, температуры, давления и масштабной высоты , однако исследование 2017 года показало, что спектр пропускания не может однозначно определить массу.

Изменение времени прохождения также можно использовать для определения массы планеты.

Радиус, плотность и объемный состав

До недавних результатов космической обсерватории Кеплер большинство подтвержденных планет были газовыми гигантами, сопоставимыми по размеру с Юпитером или больше, поскольку их легче всего обнаружить. Однако планеты, обнаруженные Кеплером , в основном находятся между размером Нептуна и размером с Землю.

Если планету можно обнаружить как методом лучевой скорости, так и методом транзита, то можно определить как ее истинную массу, так и радиус, а также плотность . Предполагается, что планеты с низкой плотностью состоят в основном из водорода и гелия , в то время как планеты с промежуточной плотностью имеют воду в качестве основного компонента. Планета с высокой плотностью считается каменистой, как Земля и другие планеты земной группы Солнечной системы.

alt = Гистограмма, показывающая сравнение радиусов кандидатов-экзопланет B4D с радиусами Земли, суперземли, Нептуна, Юпитера и супер-Юпитера.  Нептун и супер-Юпитер - наиболее и наименее населенные диапазоны размеров соответственно.
Размеры кандидатов на планету Кеплер - на основе 2740 кандидатов, вращающихся вокруг 2036 звезд по состоянию на 4 ноября 2013 года (НАСА).
Сравнение размеров планет разного состава с солнечной звездой и с Землей.
Сравнение размеров планет разного состава.

Газовые гиганты, пухлые планеты и суперюпитеры

Сравнение размеров Юпитера и экзопланеты WASP-17b
Сравнение размеров WASP-17b (справа) с Юпитером (слева).

Горячие газообразные планеты возникают из-за крайней близости к их родительской звезде или из-за того, что они все еще горячие из-за своего образования и расширяются под действием тепла. Для более холодных газовых планет существует максимальный радиус, который немного больше, чем у Юпитера, который возникает, когда масса достигает нескольких масс Юпитера. Добавление массы за пределы этой точки приводит к уменьшению радиуса.

Даже с учетом тепла от звезды многие транзитные экзопланеты намного больше, чем ожидалось, учитывая их массу, а это означает, что они имеют удивительно низкую плотность. См. Одно из возможных объяснений в разделе о магнитном поле .

Два графика зависимости плотности экзопланет от радиуса (в радиусах Юпитера).  Один показывает плотность в г / см3.  Другой показывает коэффициент диффузии, или 1 / плотность, или см3 / г.
Графики плотности и радиуса экзопланет . Вверху: плотность по сравнению с радиусом. Внизу: Diffusity = 1 / Density vs. Radius. Единицы измерения: Радиус в радиусах Юпитера ( R Юп ). Плотность в г / см 3 . Проницаемость в см 3 / г. Эти графики показывают, что существует широкий диапазон плотностей планет между размером Земли и Нептуна, затем планеты размером 0,6  R Jup имеют очень низкую плотность и их очень мало, затем газовые гиганты имеют большой диапазон плотностей. .

Помимо раздутых горячих Юпитеров , существует еще один тип планет с низкой плотностью: суперпуфы с массами всего в несколько раз больше Земли, но с радиусами больше, чем Нептун. Планеты вокруг Кеплера-51 гораздо менее плотные (гораздо более диффузные), чем раздутые горячие Юпитеры, что можно увидеть на графиках справа, где выделяются три планеты Кеплер-51 на графике зависимости диффузности от радиуса.

Ледяные гиганты и супер-Нептуны

Кеплер-101b был первым обнаруженным супер-Нептуном . Его масса в три раза больше Нептуна, но его плотность предполагает, что тяжелые элементы составляют более 60% его общей массы, в отличие от газовых гигантов, в которых преобладает водород-гелий.

Суперземли, мини-Нептуны и газовые карлики

Если планета имеет радиус и / или массу между Землей и Нептуном, тогда возникает вопрос о том, является ли планета каменистой, как Земля, смесью летучих веществ и газа, как Нептун, маленькой планетой с водородно-гелиевой оболочкой ( мини-Юпитер) или другого состава.

Массы некоторых транзитных планет Кеплера с радиусами в диапазоне 1–4 земных радиуса были измерены с помощью методов измерения лучевых скоростей или времени прохождения. Расчетные плотности показывают, что до 1,5 радиуса Земли эти планеты являются каменистыми, и что плотность увеличивается с увеличением радиуса из-за гравитационного сжатия. Однако между 1,5 и 4 земными радиусами плотность уменьшается с увеличением радиуса. Это указывает на то, что планеты выше 1,5 радиуса Земли имеют тенденцию иметь увеличивающееся количество летучих веществ и газа. Несмотря на эту общую тенденцию, существует широкий диапазон масс на заданном радиусе, что может быть связано с тем, что газовые планеты могут иметь твердые ядра разной массы и состава, а также может быть результатом фотоиспарения летучих веществ. Модели термической эволюции атмосферы предполагают, что радиус в 1,75 раза больше, чем у Земли, как разделительной линии между каменистыми и газообразными планетами. За исключением близких планет, которые потеряли свою газовую оболочку из-за звездного облучения, исследования металличности звезд предполагают разделительную линию 1,7 радиуса Земли между скалистыми планетами и газовыми карликами, а затем еще одну разделительную линию на 3,9 радиуса Земли между газовыми карликами и газом. гиганты. Эти разделительные линии представляют собой статистические тенденции и не применяются повсеместно, потому что помимо металличности существует множество других факторов, которые влияют на формирование планет, в том числе расстояние от звезды - могут быть более крупные скалистые планеты, которые сформировались на больших расстояниях. Независимый повторный анализ данных позволяет предположить, что таких разделительных линий нет и что существует континуум формирования планет между 1 и 4 радиусами Земли, и нет причин подозревать, что количество твердого материала в протопланетном диске определяет, будут ли суперземли или форма мини-Нептуна. Исследования, проведенные в 2016 году на основе более чем 300 планет, показывают, что большинство объектов с массой более двух масс Земли собирают значительные водородно-гелиевые оболочки, а это означает, что скалистые суперземли могут быть редкостью.

Открытие планеты Kepler-138d с низкой плотностью Земли показывает, что существует перекрывающийся диапазон масс, в котором встречаются как скалистые планеты, так и планеты с низкой плотностью. Планеты с малой массой и низкой плотностью могут быть планетой-океаном или супер-Землей с остаточной водородной атмосферой, или горячей планетой с паровой атмосферой, или мини-Нептуном с водородно-гелиевой атмосферой. Другая возможность для маломассивной планеты с низкой плотностью состоит в том, что у нее есть большая атмосфера, состоящая в основном из окиси углерода , двуокиси углерода , метана или азота .

Массивные твердые планеты

Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном
Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном

В 2014 году новые измерения Kepler-10c показали, что это планета с массой Нептуна (17 масс Земли) с плотностью выше земной, что указывает на то, что Kepler-10c состоит в основном из горных пород с возможно до 20% воды под высоким давлением. лед, но без оболочки с преобладанием водорода. Поскольку это намного превышает верхний предел масс Земли в 10 единиц, который обычно используется для термина «суперземля», был придуман термин мегаземля . Такой же массивной и плотной планетой может быть Kepler-131b , хотя ее плотность не так хорошо измерена, как у Kepler 10c. Следующие по массе известные твердые планеты вдвое меньше этой: 55 Cancri e и Kepler-20b .

У газовых планет могут быть большие твердые ядра. Планета с массой Сатурна HD 149026 b имеет только две трети радиуса Сатурна, поэтому у нее может быть ледяное ядро ​​массой 60 масс Земли или больше. Corot-20b имеет массу в 4,24 раза больше массы Юпитера, но имеет радиус всего 0,84 радиуса Юпитера; у него может быть металлическое ядро ​​массой 800 земных масс, если тяжелые элементы сосредоточены в ядре, или ядро ​​массой 300 масс Земли, если тяжелые элементы более распределены по всей планете.

Измерения изменения времени прохождения показывают, что Kepler-52b, Kepler-52c и Kepler-57b имеют максимальные массы от 30 до 100 раз больше массы Земли, хотя фактические массы могут быть намного ниже. Имея радиусы размером около 2 радиусов Земли, они могут иметь плотность больше, чем у железной планеты того же размера. Они вращаются очень близко к своим звездам, поэтому каждая из них может быть остаточным ядром ( хтонической планетой ) испарившегося газового гиганта или коричневого карлика . Если остаточное ядро ​​достаточно массивно, оно может оставаться в таком состоянии миллиарды лет, несмотря на потерю атмосферной массы.

Твердые планеты массой до тысяч масс Земли могут образовываться вокруг массивных звезд (звезд B-типа и O-типа ; 5–120 солнечных масс), где протопланетный диск будет содержать достаточно тяжелых элементов. Кроме того, эти звезды имеют высокое ультрафиолетовое излучение и ветры, которые могут фотоиспарить газ в диске, оставляя только тяжелые элементы. Для сравнения, масса Нептуна равна 17 массам Земли, у Юпитера - 318 масс Земли, а предел масс в 13 юпитеров, используемый в рабочем определении МАС для экзопланеты, равен примерно 4000 масс Земли.

Холодные планеты имеют максимальный радиус, потому что добавление массы в этой точке заставляет планету сжиматься под весом вместо увеличения радиуса. Максимальный радиус твердых планет меньше максимального радиуса газовых планет.

Форма

Когда размер планеты описывается с помощью ее радиуса, это приближает форму к сфере. Однако вращение планеты заставляет ее сгибаться на полюсах; поэтому экваториальный радиус больше полярного, что делает его ближе к сплющенному сфероиду . Сжатие транзитных экзопланет повлияет на транзитные кривые блеска. В рамках современных технологий оказалось возможным показать, что HD 189733b менее сжат , чем Сатурн . Если планета находится близко к своей звезде, то гравитационные приливы будут вытягивать планету в направлении звезды, делая планету ближе к трехосному эллипсоиду . Поскольку приливная деформация происходит вдоль линии между планетой и звездой, ее трудно обнаружить с помощью транзитной фотометрии; он будет влиять на кривые пролета блеска на порядок меньше, чем эффект, вызванный вращательной деформацией, даже в тех случаях, когда приливная деформация больше вращательной деформации (как в случае заблокированных приливом горячих юпитеров ). Материальная жесткость каменистых планет и каменных ядер газовых планет вызовет дальнейшие отклонения от вышеупомянутых форм. Еще одним фактором являются тепловые приливы, вызванные неравномерно облученными поверхностями.

Атмосфера

Художественный концепт космического корабля Кассини перед закатом на спутнике Сатурна Титане.
Исследования заката на Титане, выполненные Кассини, помогают понять атмосферу экзопланет (концепция художника).

По состоянию на февраль 2014 г. наблюдалось более пятидесяти транзитных и пяти непосредственно отображаемых атмосфер экзопланет, что привело к обнаружению молекулярных спектральных особенностей; наблюдение за дневным и ночным градиентом температуры; и ограничения на вертикальную структуру атмосферы. Также была обнаружена атмосфера на непереходящем горячем Юпитере Tau Boötis b .

Поверхность

Состав поверхности

Особенности поверхности можно отличить от характеристик атмосферы, сравнивая спектроскопию излучения и отражения с спектроскопией пропускания . Спектроскопия экзопланет в среднем инфракрасном диапазоне может обнаруживать скалистые поверхности, а ближняя инфракрасная область может идентифицировать магматические океаны или высокотемпературные лавы, гидратированные силикатные поверхности и водяной лед, что дает однозначный метод различения скалистых и газообразных экзопланет.

Температура поверхности

Художественная иллюстрация температурной инверсии в атмосфере экзопланеты со стратосферой и без нее.
Художественная иллюстрация температурной инверсии в атмосфере экзопланеты.

Температуру экзопланеты можно оценить, измерив интенсивность света, который она получает от своей родительской звезды. Например, планета OGLE-2005-BLG-390Lb, по оценкам, имеет температуру поверхности примерно -220 ° C (50 K). Однако такие оценки могут быть в значительной степени ошибочными, поскольку они зависят от обычно неизвестного альбедо планеты , а также потому, что такие факторы, как парниковый эффект, могут вызвать неизвестные осложнения. Температура нескольких планет была измерена путем наблюдения за изменением инфракрасного излучения, когда планета движется по своей орбите и затмевается своей родительской звездой. Например, планета HD 189733b , по оценкам, имеет среднюю температуру 1205 K (932 ° C) на дневной стороне и 973 K (700 ° C) на ночной стороне.

Пригодность

Жилая зона

Обитаемая зона вокруг звезды - это область, в которой температура как раз позволяет жидкой воде существовать на поверхности планеты; то есть не слишком близко к звезде, чтобы вода испарялась, и не слишком далеко от звезды, чтобы вода могла замерзнуть. Тепло, производимое звездами, варьируется в зависимости от размера и возраста звезды, поэтому обитаемая зона может находиться на разных расстояниях для разных звезд. Кроме того, атмосферные условия на планете влияют на способность планеты удерживать тепло, поэтому расположение обитаемой зоны также является специфическим для каждого типа планет: планеты пустыни (также известные как сухие планеты) с очень небольшим количеством воды будут иметь меньше водяной пар находится в атмосфере, чем Земля, и поэтому имеет пониженный парниковый эффект, а это означает, что пустынная планета может поддерживать водные оазисы ближе к своей звезде, чем Земля к Солнцу. Отсутствие воды также означает, что льда, отражающего тепло в космос, меньше, поэтому внешний край обитаемых зон пустынной планеты находится дальше. Скалистые планеты с толстой водородной атмосферой могут удерживать поверхностные воды намного дальше, чем расстояние Земля – Солнце. Планеты с большей массой имеют более широкие обитаемые зоны, потому что гравитация уменьшает глубину столба водяного облака, что снижает парниковый эффект водяного пара, тем самым приближая внутренний край обитаемой зоны к звезде.

Скорость вращения планет является одним из основных факторов, определяющих циркуляцию атмосферы и, следовательно, структуру облаков: медленно вращающиеся планеты создают толстые облака, которые больше отражают, и поэтому могут быть обитаемыми намного ближе к своей звезде. Земля с ее нынешней атмосферой была бы обитаемой на орбите Венеры, если бы у нее было медленное вращение Венеры. Если Венера потеряла свой водный океан из-за неконтролируемого парникового эффекта , вероятно, в прошлом у нее, вероятно, была более высокая скорость вращения. С другой стороны, на Венере никогда не было океана, потому что водяной пар терялся в космос во время его формирования и мог медленно вращаться на протяжении всей своей истории.

Планеты с приливной блокировкой (также известные как планеты "глазного яблока") могут быть обитаемыми ближе к своей звезде, чем считалось ранее, из-за эффекта облаков: при высоком звездном потоке сильная конвекция создает плотные водяные облака около субзвездной точки, которые значительно увеличивают планетарное альбедо и уменьшают температура поверхности.

Обитаемые зоны обычно определялись с точки зрения температуры поверхности, однако более половины биомассы Земли создается подповерхностными микробами, и температура увеличивается с глубиной, поэтому подповерхность может быть благоприятной для микробной жизни, когда поверхность заморожена, и если это учитывать, Обитаемая зона простирается намного дальше от звезды, даже планеты-изгои могут иметь жидкую воду на достаточной глубине под землей. В более раннюю эру Вселенной температура космического микроволнового фона позволяла любым существующим скалистым планетам иметь жидкую воду на поверхности независимо от их расстояния от звезды. Планеты, подобные Юпитеру, могут быть необитаемыми, но у них могут быть обитаемые луны .

Ледниковые периоды и состояния снежного кома

Внешний край обитаемой зоны - это место, где планеты полностью заморожены, но планеты, находящиеся внутри обитаемой зоны, могут периодически замерзать. Если колебания орбиты или другие причины вызывают охлаждение, то это создает больше льда, но лед отражает солнечный свет, вызывая еще большее охлаждение, создавая петлю обратной связи до тех пор, пока планета полностью или почти полностью не замерзнет. Когда поверхность замерзает, это останавливает выветривание углекислого газа , что приводит к накоплению углекислого газа в атмосфере в результате вулканических выбросов. Это создает парниковый эффект, который снова оттаивает планету. Планеты с большим наклоном оси с меньшей вероятностью войдут в состояние снежного кома и могут удерживать жидкую воду дальше от своей звезды. Большие колебания осевого наклона могут иметь даже больший согревающий эффект, чем фиксированный большой наклон. Парадоксально, но планеты, вращающиеся вокруг более холодных звезд, таких как красные карлики, с меньшей вероятностью войдут в состояние снежного кома, потому что инфракрасное излучение, испускаемое более холодными звездами, в основном имеет длины волн, которые поглощаются льдом, который нагревает его.

Приливное отопление

Если планета имеет эксцентрическую орбиту, то приливное нагревание может обеспечить еще один источник энергии помимо звездного излучения. Это означает, что эксцентричные планеты в радиационной обитаемой зоне могут быть слишком горячими для жидкой воды. Приливы также делают орбиты круговыми с течением времени, поэтому в обитаемой зоне могут быть планеты с круговыми орбитами, на которых нет воды, потому что раньше они имели эксцентрические орбиты. Эксцентричные планеты, расположенные дальше обитаемой зоны, по-прежнему будут иметь замороженные поверхности, но приливное нагревание может создать подповерхностный океан, подобный Европе . В некоторых планетных системах, таких как система Апсилон Андромеды , эксцентриситет орбит поддерживается или даже периодически изменяется из-за возмущений от других планет в системе. Приливное нагревание может вызвать выделение газа из мантии, способствуя формированию и пополнению атмосферы.

Потенциально обитаемые планеты

Обзор 2015 года определил экзопланеты Kepler-62f , Kepler-186f и Kepler-442b как лучшие кандидаты на то, чтобы стать потенциально обитаемыми. Они находятся на расстоянии 1200, 490 и 1120 световых лет соответственно. Из них Kepler-186f по размеру аналогичен Земле с радиусом 1,2 земного радиуса, и он расположен ближе к внешнему краю обитаемой зоны вокруг своей звезды красного карлика .

Если смотреть на ближайших кандидатов в экзопланеты земного типа, Проксима Центавра b находится на расстоянии около 4,2 световых лет от нас. Его температура равновесия оценивается в -39 ° C (234 K).

Планеты размером с Землю

  • В ноябре 2013 года было подсчитано, что 22 ± 8% звезд, подобных Солнцу, в галактике Млечный Путь могут иметь планету размером с Землю в обитаемой зоне. Если предположить, что в Млечном Пути 200 миллиардов звезд, это будет 11 миллиардов потенциально обитаемых Земель, а с учетом красных карликов эта цифра возрастет до 40 миллиардов .
  • Кеплер-186f , планета с радиусом 1,2 земного радиуса в обитаемой зоне красного карлика , сообщалось в апреле 2014 года.
  • Проксима Центавра b, планета в обитаемой зоне Проксимы Центавра , ближайшей известной звезды к Солнечной системе с предполагаемой минимальной массой в 1,27 раза больше массы Земли.
  • В феврале 2013 года исследователи предположили, что до 6% маленьких красных карликов могут иметь планеты размером с Землю. Это говорит о том, что ближайший к Солнечной системе может быть на расстоянии 13 световых лет. Расчетное расстояние увеличивается до 21 светового года при использовании 95% доверительного интервала . В марте 2013 года пересмотренная оценка дала частоту встречаемости планет размером с Землю 50% в обитаемой зоне красных карликов.
  • В 1,63 раза больше радиуса Земли, Kepler-452b - первая обнаруженная планета размером с Землю в «обитаемой зоне» вокруг звезды типа Солнца G2 (июль 2015 г.).

Смотрите также

Примечания

использованная литература

внешние ссылки

Каталоги и базы данных экзопланет