Диссертация (1103493), страница 4
Текст из файла (страница 4)
рисунок 4. Стабильность периодов вращения одиночногопульсара и всплесков его радиоизлучения очень велика, но, обращаясь вокругобщего с планетной системой барицентра, пульсар меняет свою лучевую скорость.И это отражается на наблюдаемой периодичности прихода радиоимпульсов.Исключительная стабильность периода пульсара позволяет обнаруживать рядом сним планеты с массой порядка массы Луны – 1023 кг [3].17Рисунок 4 – Изменение времени прихода всплесков пульсара PSR 1257 + 12 из работы [30].Точки – данные наблюдений, сплошная линия – моделирование влияния системы из двухпланет на период пульсараПомимо планет у пульсаров методом тайминга были обнаружены планеты втесных затменно-переменных двойных системах, состоящих из красного карлика игорячего субкарлика или белого карлика, вращающихся друг вокруг друга спериодом в несколько часов (напрмиер, NY Virginis, NN Serpentis).
Анализвариаций времени наступления транзитов (когда тусклый красный карлик частичнозатмевал яркий белый), вызванных гравитационным влиянием планет, позволилобнаружить в этих системах массивные планеты-гиганты, вращающиеся вокругтесной двойной как целого [31, 32].Еще одна область применения метода тайминга – исследование транзитныхмногопланетных систем. Гравитационное влияние планет друг на друга (ивзаимное возмущение орбит) приводит к вариациям времени наступлениятранзитов, составляющим от нескольких минут до суток, а также влияет на ихдлительность.
Амплитуда вариаций времени наступления транзитов особенновелика, если планеты находятся вблизи одного из орбитальных резонансов низкогопорядка (1:2, 3:2 и т.д.). Время наступления транзитов исследуется методом TTV(от англ. transit timing variation), длительность транзитов – методом TDV (от англ.transit duration variation). Метод тайминга транзитов TTV позволил обнаружить18новые экзопланеты (например, [33]), а также получить важные ограничения намассы планет, входящих в состав многопланетных систем, обнаруженныхКеплером (например, [34]).
В случае низкого блеска родительских звезд (видимаязвездная величина +15…+16), делающего невозможным оценку масс планетметодом измерения лучевых скоростей, метод тайминга транзитов на сегодняшнийдень остается единственным способом оценить массу транзитного кандидата иподтвердить или опровергнуть его планетную природу.1.2.4 Гравитационное микролинзированиеМетод гравитационного микролинзирования основан на известном эффектеобщей теории относительности, заключающемся в искривлении световых лучей вполе тяготения массивного тела [8, 9], см.
рисунок 5. Если звезда-источник, объектлинза и земной наблюдатель оказываются почти на одной прямой, то объект-линза(им может быть обычная звезда, коричневый карлик, нейтронная звезда или чернаядыра) искривляет и фокусирует лучи звезды-источника, что приводит к сильному(до сотен раз) однократному усилению блеска источника. По виду кривой блескаможно определить массу объекта-линзы и расстояние, как до него, так и до звездыисточника.Если около звезды-линзы находится невидимый компаньон (например,планета), то он приведет к дополнительному искривлению световых лучей ипоявлению на кривой блеска звезды-источника характерной особенности(небольшому дополнительному пику).
Анализ кривой блеска позволяет определитьмассу планеты и ее расстояние до звезды в проекции на небесную сферу [35].Рисунок 5 – Иллюстрация гравитационного микролинзирования19Важным достоинством метода является возможность обнаруживать с егопомощью холодные маломассивные планеты на расстояниях в несколькоастрономических единиц от звезды-линзы (например, [36, 37]), а существеннымнедостатком – отсутствие повторяемости событий микролинзирования и большаяудаленность обнаруживаемых таким образом планетных систем, котораясоставляет 0.5…10 килопарсек, что сильно затрудняет их дальнейшее изучениедругими методами.1.2.5 АстрометрияПоиск экзопланет с помощью астрометрии происходит путем анализавлияния невидимых спутников (планет) на видимое движение звезды по небеснойсфере [8, 9].
Вращение звезды вокруг с общего с планетной системой барицентраприводит не только к колебаниям ее лучевой скорости (на чем основан методлучевых скоростей), но и к изменению ее точных координат на небесной сфере, такчто траектория звезды на небесной сфере становится не прямой, а волнообразной.Пока астрометрический метод в технологическом плане серьезно отстает от другихметодов поиска экзопланет. Для того, чтобы зафиксировать очень малые угловыесмещения звезды под действием ее планет, необходима точность, совершеннонедостижимая при наземных наблюдениях. Так, угловое смещение Солнца поддействием силы притяжения Юпитера при наблюдении с ближайшей звезды(двойная звезда Альфа Центавра на расстоянии 1.34 пк) составит около 0.004угловых секунд.
Для сравнения, дифракционно-ограниченное угловое разрешение10-метровых телескопов обсерватории им. Кека составляет около 0.01 угловыхсекунд (на длине волны 0.5 мкм) и при этом значительно ухудшается из-за влиянияземной атмосферы.В декабре 2013 года была запущена астрометрическая миссия GAIA – GlobalAstrometric Interferometer for Astrophysics [38], – предназначенная для проведениямассовыхвысокоточныхастрометрических,спектрометрическихифотометрических наблюдений. В рамках миссии планируется определить20координаты, параллаксы и собственные движения миллиарда звезд (что составляетоколо 1% полного числа звезд Галактики) с точностью лучше 10 угловыхмикросекунд для звезд ярче +10 звездной величины, с точностью лучше 25 угловыхмикросекунд для звезд ярче +15 звездной величины и с точностью лучше 300угловых микросекунд для звезд ярче +20 звездной величины.
Также будутизмерены лучевые скорости примерно 150 миллионов звезд (с точностью до 1км/с), и проведена их фотометрия в нескольких спектральных диапазонах.Ожидается, что GAIA сможет обнаружить несколько тысяч планет-гигантов сорбитальными периодами 1.5-9 лет в радиусе 200-500 парсек.1.3 Метод прямого наблюдения экзопланетПрямое наблюдение и спектральный анализ изображений экзопланет – этосложная техническая задача из-за сочетания огромного яркостного контраста ималого углового расстояния между планетой и родительской звездой. Например,отношение интенсивностей излучения Солнца и Земли составляет около 7порядков в инфракрасном диапазоне (длина волны более 10 мкм) и около 10порядков в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (длина волны 0,35…1,5мкм), при этом видимое угловое расстояние между Солнцем и Землей составляетоколо 0.1 угловой секунды при наблюдении с расстояния 10 парсек (характерноерасстояние до ближайших звезд) [8, 9].
Разрешение столь высокого оптическогоконтраста и составляет непосредственную задачу, стоящую перед звезднымкоронографом. Но для того чтобы ее решить, т.е. погасить излучение звезды на 10порядков и на ее фоне выделить излучение планеты, необходимо исправитьволновой фронт собираемого телескопом света с точностью 10-5 мкм(среднеквадратичная ошибка на длине волны 1 мкм), для чего необходимапрецизионная система адаптивной оптики [39].
Хотя требования к качествуволнового фронта значительно смягчаются при использовании схем коронографовс вынесенной маской [40].В 2004 году было впервые заявлено о прямом наблюдении на телескопе VLTUT4 (с помощью инструмента NACO – системы адаптивной оптики и21инфракрасной камеры) внесолнечной планеты в несколько раз массивнее Юпитераоколо молодого коричневого карлика 2M1207 (2MASS J12073346-3932539) нарасстоянии 53 парсека, наблюдаемое расстояние между звездой и планетойсоставляет 40 астрономических единиц [41, 42]. На рисунках 6 и 7 приведеныизображения этой планеты, полученные телескопами VLT-UT4 и HST. К 2017 годуметодами прямого наблюдения с помощью космических и наземных телескоповобнаружены 75 экзопланет [5, 6], а также исследуются планеты, обнаруженныедругими методами около ближайших звезд.Рисунок 6.
Составное изображение (длины волн: голубой цвет 1.63 мкм, зеленый цвет 2.19 мкм,красный цвет 3.45 мкм) коричневого карлика 2M1207 и планеты около него, полученноетелескопом VLT-UT4 (система адаптивной оптики и инфракрасная камера NACO) из работы[41]Рисунок 7. Составное изображение (длины волн: голубой цвет 0.9 мкм, зеленый цвет 1.1 мкм,красный цвет 1.6 мкм) коричневого карлика 2M1207 и планеты около него, полученноетелескопом HST (инфракрасная камера и спектрометр NICMOS) из работы [42]22Прямое наблюдение слабоконтрастных источников в непосредственнойокрестности звезд кроме необходимости значительно ослабить звездный светсталкивается с целым рядом трудностей и особенностей, которые необходимоучитывать для успешного получения изображения экзопланет и их дальнейшегоисследования.Кроме излучения искомой планеты и яркой родительской звезды телескопсобирает также экзозодиакальный свет, который представляет собой звездный свет,рассеянный на частицах околозвездного пылевого диска в сторону наблюдателя.Пылевой диск имеет значительный пространственный размер по сравнению сразмером планеты, которую можно считать точечным источником, и создаетсущественный фоновый поток, который в свою очередь накладывает ограниченияна минимальный размер телескопа, с помощью которого возможно собратьдостаточное количество света от планеты и увидеть ее изображение на фонеэкзозодиакальной засветки.Телескоп и коронограф, с помощью которых ведется поиск экзопланет,будучи реальными, а не идеальными оптическими инструментами такжеограничивают возможность обнаружить и наблюдать планеты (или другиеслабоконтрастные объекты, – например, области протопланетного диска) вокрестности звезды.
Существенное влияние оказывают дифракционные эффекты,возникающие на входном зрачке телескопа (неровностях краев зеркала телескопана масштабе длины волны, держателе вторичного зеркала и прочих элементахконструкции), а также из-за отклонения формы оптических элементов телескопа икоронографа от идеальной, и эффекты рассеяния из-за шероховатости поверхностиоптических элементов телескопа и коронографа. Для устранения влияниядифракции и рассеяния до уровня, достаточного для прямого наблюденияэкзопланет земного типа около ближайших звезд, необходимо использоватьпрецизионную систему адаптивной оптики.Из-за омалого количества приходящего от планеты света как в абсолютныхединицах (менее 27 звездной величины в случае землеподобной планеты околозвезды солнечного типа на удалении в десятки парсек), так и по сравнению с23источниками шума необходимое время накопления сигнала составляет несколькочасов и даже суток.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
