Анализ экзопланет в обитаемой зоне

В последнем столбце указан процент звезд, имеющих планеты. Статистика получена в результате исследования 1073 звезд. Таким образом, вероятность встретить планету у звезд ранних спектральных классов выше, чем у звёзд поздних спектральных классов. Причём планеты больших масс. Прямая корреляция существования экзопланет с массой звезды согласуется с результатами теоретических расчетов, которые следуют из теории формирования планетных систем.

В сторону еще больших масс проследить эту зависимость трудно. Это связано с эффектами селекции. Большая часть информации по экзопланетам до сих пор получается методом измерения доплеровских сдвигов. Этот метод неприменим для анализа звезд ранних спектральных классов.

Программы поиска планет у более массивных звезд (а именно звезд главной последовательности спектральных классов A и F, а также гигантов спектральных классов G и К) говорят, что найденные планеты обычно массивны. Их масса составляет более 5 масс Юпитера. Однако еще рано делать выводы об этом эффекте, так как эти программы еще сильно подвержены наблюдательной селекции.

1.2 Распределение по металличности звёзд

Любая звезда Главной Последовательности состоит в основном из водорода и гелия. Содержание других химических элементов может сильно варьировать. Чем больше металлов в протозвезде, тем больше их и в её протопланетном диске. В бедном металлами диске появление планет затруднено. Если планеты и есть, то они, скорее всего, будут маломассивными.

Спектроскопические исследования систем, где были найдены экзопланеты, подтверждают взаимосвязь между высокой концентрацией металлов в звёздах и образованием планет. «Звёзды с планетами (по крайней мере, подобными известным сегодня) явно богаче металлами, чем звёзды, не имеющие планет», [6]. Из необходимости высокой металличности следует необходимость относительной молодости звезды: более взрослые звёзды бедны металлами и имеют меньше шансов на формирование вокруг них планет.

Корреляция между газовыми гигантами, обнаруженными с помощью эффекта Доплера, и высокой металличностью родительских звезд была замечена в первые годы исследования экзопланет. Это наблюдение привело к дебатам о происхождении такого рода корреляции. Одно из объяснений состоит в том, что высокая металличность звёзд способствует формированию планет. Это объясняется тем, что увеличивается количество маленьких сконденсировавшихся частиц - строительных блоков планетезималей. Иное объяснение состоит в том, что повышение звездной металличности может быть результатом загрязнения звездной конвективной зоны лишенным газа материалом на последней стадии аккреции. Два главных механизма приводят к разным взглядам на строение родительских звезд: в первом случае звезда богата металлами целиком, во втором конвективная зона гораздо богаче металлами, чем звездные недра.

Во время ранних наблюдений было известно лишь небольшое число звезд, имеющих планеты. Следовательно, корреляция была ограничена малым объемом исследований, и были обычны систематические погрешности в определении металличности, достигавшие 0,1. Но впоследствии были сделаны регулярные, гомогенные исследования всех звезд, вошедших в обзоры поиска планет, [7], с условием, чтобы звезды наблюдались довольно продолжительно и подробно, вплоть до обнаружения юпитероподобной планеты с периодом до четырех лет. Вместо того, чтобы проверять металличность звезд, имеющих планеты, было оценено присутствие газовых гигантов, вращающихся вокруг звезд с известной металличностью. Расчёты проводились для более 1500 звезд, обнаруженных с помощью эффекта Доплера. Рисунок 1.1 показывает процент звезд, имеющих планеты, как функцию металличности для 1040 звезд из обзоров Lick, Keck и AAT (непрерывная линия), и для 875 звезд из обзора CORALIE (двойные звезды исключены, пунктирная линия).

Рисунок 1.1 - Процент звезд с экзопланетами как функция звездной металличности.

Возникновение планет как функция металличности родительских звезд была аппроксимирована формулой:

(1.1)

Таким образом, вероятность формирования газового гиганта пропорционально квадрату числа атомов металлов и увеличивается в 5 раз, если металличность родительской звезды увеличивается с 0,0 до 0,3. Последовательный анализ спектров более чем 1500 звезд, сделанных с высоким разрешением в обзорах поиска планет, нашел различия между двумя гипотезами обогащения звезд тяжелыми элементами. Гипотеза загрязнения звезды металлами во время заключительного этапа аккреции утверждает, что наблюдаемая металличность увеличивается с уменьшением глубины конвективной зоны звезд главной последовательности. Но данная гипотеза не подтвердилась. Такое загрязнение не было ответственно за увеличение металличности звезд, имеющих планеты. Еще один, более сильный аргумент против гипотезы загрязнения состоит в том, что субгиганты, которые имеют планеты, имеют также высокую металличность. Субгиганты без обнаруженных планет имеют то же распределение по металличности, что и звезды главной последовательности без обнаруженных планет. Так как у звезд ветви субгигантов происходит перемешивание всей конвективной зоны, субгиганты растворили бы аккрецированные металлы в конвективной зоне. Тот факт, что высокая металличность сохранилась у субгигантов, имеющих планеты, говорит о том, что эти звезды были богаты металлами целиком.

Существование корреляции между наличием планет и металличностью родительских звезд согласуется с гипотезой о гравитационной неустойчивости и аккреции на ядро в качестве механизма формирования газовых гигантов с орбитальными периодами до четырёх лет. Наблюдаемое отношение между содержанием металлов в звезде и наличием планет мотивировало программы поиска у звезд, богатых металлами, короткопериодических планет. Иначе ещё эти планеты называют горячими юпитерами. Они являются идеальными кандидатами для дальнейших поисков транзитов фотометрическими методами. Эти поиски были успешны, согласно [8], [9], [10], [11]. Однако, нужно учитывать наблюдательную селекцию при поиске возможных статистических отношений между металличностью звезды и другими орбитальными или звездными параметрами. До сих пор не наблюдается никакой очевидной корреляции между металличностью родительских звезд и орбитальными параметрами планет.

Известно, что обнаруженные планеты-гиганты предпочитают обращаться вокруг звезд, богатых металлами. Какова ситуация с недавно обнаруженными планетами с массами порядка массы Нептуна? Рисунок 1.2 отображает зависимость числа известных экзопланет от металличности родительской звезды. Заштрихованными прямоугольниками показаны звезды, имеющие планеты с массами порядка массы Нептуна.

Рисунок 1.2 - Зависимость числа известных экзопланет с периодами меньше 20 дней от металличности родительских звезд.

Если недавно открытые горячие нептуны есть остатки испарившихся древних планет-гигантов, их родительские звезды должны также иметь преимущественно высокую металличность, которая наблюдается у родительских звезд планет-гигантов. Этого не наблюдается, поскольку 7 известных планет с массой msini < 21 массы Земли вращаются вокруг звезд с металличностью 0,33; 0,35; 0,02; 0,14; - 0,03; - 0,25 и -0,31, соответственно. Хотя статистика слишком бедна, размах этих величин, близкий к полному диапазону металличности звезд, имеющих планеты, означает разное отношение между содержанием металлов в звезде и существованием небольших планет относительно планет-гигантов.

Важное замечание: 3 кандидата с массой, близкой к массе Нептуна, вращаются вокруг красных карликовых звезд спектрального класса М. Недавнее моделирование методом Монте-Карло, выполненное Ida and Lin, [12], показало, что около маломассивных звезд обычно формируются планеты с массами порядка массы Нептуна. Кроме того, маломассивные планеты наблюдаются около солнцеподобных звезд в случае низкой металличности протозвездной туманности, согласно [13], [14]. Будущие исследования моделей формирования планет и новые открытия маломассивных планет помогут лучше понять эти два сходящихся эффекта.

1.3 Распределение по массам планет

"Рабочее" определение планеты было предложено рабочей группой IAU (The International Astronomical Union - Международный Астрономический Союз), основываясь на пределе массы в 13 масс Юпитера, достаточном для воспламенения дейтерия. Говоря своими словами, планета - это объект с массой, меньшей 13 масс Юпитера. Объект с большей массой считается коричневым карликом или звездой.

По массе все планеты делятся на 3 типа: гиганты (такие, как Юпитер и Сатурн), нептуны (такие, как Уран и Нептун) и планеты земного типа, или земли (такие, как Земля и Венера). Граница между гигантами и нептунами проходит по линии появления в недрах планет металлического водорода (около 60 масс Земли или 0.19 масс Юпитера). Граница между нептунами и землями довольно условно равняется 7 массам Земли. Потому, что Уран с его 14 массами Земли - еще явный нептун, а Земля - уже явно планета земного типа. Возможно, в интервале 3-10 масс Земли существуют планеты, чьи свойства резко отличаются как от свойств нептунов, так и от свойств планет земного типа. Но пока что они реально не открыты.

Между планетами-гигантами, с одной стороны, и нептунами, с другой, существует много важных отличий помимо массы. Так, например, химический состав планет-гигантов близок к звездному химическому составу, то есть они состоят преимущественно из водорода и гелия с небольшой (несколько процентов) примесью тяжелых элементов. Нептуны же состоят в основном изо льдов (водяного льда, метана, аммиака и сероводорода) с заметной примесью скальных пород (силикатов и алюмосиликатов). Количество водорода и гелия в их составе не превышает 15-20%. Наконец, планеты земного типа лишены не только водорода и гелия, но в значительной степени и льдов. Состоят в основном из силикатов с примесью железа.

Просуммируем свойства планет в зависимости от их массы.

1) Планеты-гиганты.

Масса в интервале от 0.19 до 13 масс Юпитера. Отличаются почти звездным химическим составом, то есть состоят в основном из водорода и гелия. Быстро вращаются. Из-за колоссального давления в недрах планеты водород становится вырожденным. Радиус планет, начиная от 0.3 масс Юпитера и до границы коричневых карликов (которая составляет 13 масс Юпитера), близок к радиусу Юпитера, или примерно в 10-11 раз превышает радиус Земли. Исключением являются так называемые "горячие юпитеры" - планеты-гиганты, расположенные близко к своей звезде и имеющие эффективную температуру выше 1000К. Вследствие сильного нагрева светом близкой родительской звезды, их атмосфера расширяется, увеличивая видимый радиус планеты до 1-1.4 радиуса Юпитера. Средняя плотность гигантов меняется от 0.28 г/см³ до 12 г/ см³. Вторая космическая скорость этих планет выше 37 км/сек. Обычно она составляет от 45 до 70 км/сек. Скорее всего, все планеты-гиганты имеют сильное магнитное поле, усиливающееся с ростом массы планеты. В Солнечной системе планеты-гиганты - это Юпитер и Сатурн.

2) Нептуны.

Масса в интервале от 7 до 60 масс Земли (0.022 - 0.19 масс Юпитера). Состоят большей частью изо льдов (водяного, аммиачного, метанового, сероводородного) и скальных пород, которые составляют примерно четверть от полной массы планеты. Доля водорода и гелия в составе планеты не превышает 15-20%. Давление в недрах меньше, нежели у планет-гигантов. Водород не переходит в вырожденное состояние. Радиус близок к 4 радиусам Земли. Средняя плотность составляет 1.3-2.2 г/см³, вторая космическая скорость в среднем 24 км/сек. Магнитное поле сильно отличается от дипольного (например, планета может иметь два северных и два южных полюса). В Солнечной системе нептуны - Уран и Нептун.

3) Планеты земного типа.

Масса до 7 масс Земли. Состоят в основном из силикатов (скальная компонента) и железа. Средняя плотность 3.5-6 г/см³. Радиус меньше 2 радиусов Земли. В Солнечной системе планеты земного типа - Меркурий, Венера, Земля и Марс.

Конечно, границы между типами не резкие. Возможны всякие промежуточные случаи. К примеру, планета с массой 5 масс Земли, которая сформировалась за снеговой линией и потом мигрировавшая внутрь системы, будет иметь химический состав, среднюю плотность и внешний вид нептуна. А планета с массой 7 масс Земли, образовавшаяся во внутренней части богатого пылью газопылевого диска, может состоять из железа и силикатов и быть гигантской планетой земного типа.

Уже после обнаружения нескольких внесолнечных планет стало ясно, что эти объекты нельзя рассматривать как маломассивный хвост распределения звездных компаньонов в двойных звездных системах (с низкой величиной msini из-за малого наклонения i оси вращения системы к лучу зрения). Явный бимодальный вид распределения масс вторых компонент у звезд солнечного типа считался самым очевидным доказательством различия механизмов формирования звездных пар и планетных систем. Интервал между двумя популяциями ("пустыня коричневых карликов"), соответствующий массам между 20 и 60 масс Юпитера, практически пуст. По крайней мере, для планет с орбитальными периодами короче 10 лет. Однако в этой области нелегко разделить маломассивные коричневые карлики от массивных газовых планет только по измеряемой величине msini, без дополнительной информации о формировании и эволюции этих систем. На рисунке 1.3 представлено распределение спутников звёзд солнечного типа по минимальной массе. Хорошо виден глубокий минимум в области масс, соответствующей коричневым карликам (от 0,01 до 0,1 масс Солнца).

Рисунок 1.3 - Распределение по минимальной массе (величине msini) спутников звезд солнечного типа.

Маломассивная часть этого распределения плохо изучена из-за наблюдательной неполноты. Самые маломассивные планеты труднее всего обнаружить потому, что вызываемые ими лучевые скорости звезд малы. Весьма вероятно, что есть значительная популяция планет с массами меньше массы Сатурна. Это наблюдение подтверждается аккреционными моделями формирования планет. В частности, ожидается большое количество "твердых" планет.

1.4 Распределение по температурам планет

По степени нагрева светом родительской звезды планеты делятся на 7 типов:

1) Горячие, R/R_эф < 0.1;

2) Очень теплые, 0.1 < R/R_эф < 0.4;

3) Теплые, 0.4 < R/R_эф < 0.8;

4) Прохладные, 0.8 < R/R_эф < 1;

5) Холодные, 1.3 < R/R_эф < 3;

6) Очень холодные, 3 < R/R_эф < 12;

7) Ледяные, R/R_эф > 12.

Здесь R - большая полуось орбиты планеты, R_эф - радиус эффективной земной орбиты.

Рассмотрим данную классификацию более подробно.

1) Горячими гигантами, нептунами или землями называются планеты, для которых отношение R/R_эф < 0.1. Для альбедо 0.2 эффективная температура составит 833К, а для альбедо 0 - 881К. Начиная примерно с 900К, тепловое излучение нагретого тела становится видимым для человеческого глаза (как тусклое темно-вишневое свечение). Горячие планеты будут светиться собственным багровым светом. Это свечение особенно хорошо заметно на ночной стороне планеты.

Все горячие планеты, скорее всего, захвачены мощными приливными силами в орбитально-вращательный резонанс 1:1. Это вызвано тем, что планета расположена довольно близко к родительской звезде. Поэтому, подобно системе Луна-Земля, они повернуты к своей звезде только одной стороной.

Но есть ещё одна интересная особенность. С помощью орбитального инфракрасного телескопа им. Спитцера были измерены температуры "поверхности" нескольких горячих гигантов и определен температурный контраст между их "вечно ночным" и "вечно дневным" полушариями. Например, для горячего гиганта Upsilon Andromedae b эта разница температур составила 1400К. А для HD 189733 b контраст оказался гораздо меньше, около 250К. "Горячее пятно" оказалось сильно сдвинуто из подзвездной точки сильными экваториальными ветрами. Такие горячие гиганты как 51 Пегаса, HD 209458 b и HD 179949 b оказались равномерно раскаленными со средней температурой поверхности около 1200К.

Вероятно, такая картина возникает из-за разной скорости атмосферной циркуляции различных горячих гигантов. Если характерное время перемешивания атмосферы оказывается больше времени высвечивания газом тепловой энергии, причём заметно больше, то в подзвездной точке планеты образуется горячее пятно с температурой 1600К и выше. При этом противоположное полушарие заметно остывает. При уменьшении времени перемешивания и увеличении скорости ветра температурный контраст между полушариями уменьшается, и, следовательно, горячее пятно смещается сильными экваториальными ветрами из подзвездной точки в направлении вращения планеты. При дальнейшем усилении ветра горячее пятно размазывается вдоль экватора планеты в раскаленное экваториальное течение, а наиболее прохладными областями на планете оказываются зоны полюсов. В этих зонах формируются постоянные вихри циклонического типа. В этом случае скорость ветра на экваторе может достигать, примерно, 3-4 км/сек.

В Солнечной системе нет ни одной горячей планеты.

2) Очень теплые планеты, для них 0.1 < R/R_эф < 0.4. На нижней границе этой зоны эффективная температура планет достигает 880К. На верхней границе, в зависимости от альбедо планеты, падает до 370К. При температуре около 900К химическое равновесие углерода сдвигается в сторону преобладания метана, а не угарного газа. Однако азот по-прежнему пребывает в виде молекулярного азота. Весьма вероятно, что зрелые планеты этого замедлили свое вращение под действием приливных сил. Тем не менее, часть из них, может быть, и не захвачена в резонанс 1:1.

В Солнечной системе в область очень теплых планет попадает Меркурий. Точнее, он находится вблизи внешней границы этой области. В перигелии (ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты) он погружается в нее достаточно глубоко, а в афелии (наиболее удалённая от Солнца точка орбиты планеты) уходит в зону теплых планет.

3) Теплые планеты, 0.4 < R/R_эф < 0.8. Для них эффективная температура составляет примерно 400К на нижней границе области и 262К на верхней границе.

В случае солнечного химического состава атмосфера теплых гигантов будет чиста, прозрачна и практически лишена облаков на большую глубину. Из-за рэлеевского рассеяния света (происходит без изменения длины волны света) в прозрачной атмосфере диск теплого гиганта будет казаться синим, голубым или серо-голубым, подобно голубому небу на Земле. Теплый нептун будет уже достаточно прохладен, чтобы удержать водород в своей атмосфере.

Типичный пример такой теплой земли - Венера.

4) Прохладные планеты, 0.8 < R/R_эф < 1.3. Это зона температурного оптимума. Иными словами - обитаемая зона, по ее середине проходит эффективная земная орбита (далее это понятие будет рассмотрено подробнее). При обилии кислорода (а значит, и воды) в составе таких планет-гигантов облачность может быть сплошной, от чего планета будет выглядеть ярко-белой. При дефиците кислорода облака из водяного льда будут формироваться только в зонах апвеллинга, при подъеме воздушных масс из глубины. В местах опускания воздушных масс атмосфера будет слишком теплой и сухой для появления облаков. В данной ситуации рэлеевское рассеяние света в прозрачной атмосфере окрасит эти области в голубой цвет. В результате такая планета примет характерный полосатый вид. Подобным образом выглядит Юпитера, только цвет полос будет белым и голубым. Эффективная температура прохладных гигантов изменяется примерно от 270 до 200К.

Прохладные нептуны, состоящие в основном изо льдов, будут иметь в своем составе достаточно воды для формирования сплошной облачности из водяного льда.

Прохладные земли - климатические аналоги Земли. Предполагается, что атмосфера прохладных земель (как и других планет земного типа) имеет вторичное происхождение из вулканических газов. При базальтовом вулканизме в состав вулканических газов входят в первую очередь водяной пар, углекислый газ, сернистый газ и кислые дымы (хлороводород, фтороводород), а также иногда присутствуют водород, метан и угарный газ. При невысокой температуре поверхности планеты водяной пар конденсируется, и в образующихся океанах растворяются углекислый газ, сернистый газ и галогеноводороды, образуя в результате карбонаты, сульфаты и хлориды (фториды и пр.). Таким образом, в отличие от атмосфер теплых земель, которые состоят в основном из углекислого газа и создают мощный парниковый эффект, атмосферы прохладных земель оказываются сравнительно тонкими и в основном азотными. Подобную атмосферу имеет Земля.

5) Холодные планеты, 1.3 < R/R_эф < 3. Эффективная температура в этой области будет лежит в пределах от 210К вблизи нижней границы зоны до 135К вблизи ее верхней границы. Верхняя граница зоны холодных планет примерно совпадает со снеговой линией. Снеговая линия - это расстояние от звезды, дальше которого возможно существование ледяных пылинок и водяного льда на поверхности небесных тел, не имеющих атмосферу. Ближе снеговой линии лед в отсутствии атмосферы достаточно быстро испаряется.

При солнечном химическом составе при 200К в атмосферах холодных гигантов будет конденсироваться гидросульфид аммония NH₄SH. Это вещество, из которого сложены бежевые облака Юпитера. Чистый гидросульфид аммония бесцветен, но под действием ультрафиолетового излучения он частично разлагается. В результате образуется элементарная сера и полисульфиды, которые окрашиваются в желтовато-бежево-коричневые тона.

В зависимости от количества серы и азота в атмосфере холодного гиганта облака из гидросульфида аммония могут быть либо сплошными и окутывать всю планету бежево-коричневым покрывалом, либо возникать в зонах подъема воздушных масс над более низким слоем облаков из водяного льда. В этом случае планета будет выглядеть контрастно полосатой.

Внешний вид и состав внешнего слоя облаков холодного нептуна сильно зависит от деталей его химического состава. При обилии азота он будет окутан белыми облаками из замерзшего аммиака, при обилии серы - покрыт облаками из гидросульфида аммония. Если резко преобладает сера над азотом, то возможно образование облаков из жидких капелек сероводорода. Облака из водяного льда уходят в глубину и не видны из космоса.

В Солнечной системе в зону холодных планет попадает Марс и главный пояс астероидов.

6) Очень холодные планеты, 3 < R/R_эф < 12. Эффективная температура в этой области варьируется примерно от 135К до 70К.

Очень холодные гиганты могут быть окутаны облаками из замерзшего аммиака. В атмосфере Юпитера аммиак конденсируется при температуре 140-150К и давлении 0.75 атм. На Сатурне основной слой аммиачных облаков расположен при температуре около 150К и давлении 1.4 атм. Однако выше находится надоблачная дымка, состоящая из мелких кристаллов аммиака, плотная над экватором и редеющая к полюсам. Вероятно, все планеты-гиганты в интервале 5 < R/R_эф < 9 будут окутаны светло-бежевыми облаками из замерзшего аммиака. Вблизи нижней границы очень холодных гигантов аммиак будет конденсироваться только вблизи тропопаузы (переходный слой между тропосферой и стратосферой, в котором происходит резкое снижение вертикального температурного градиента), в восходящих воздушных потоках. В нисходящих потоках воздух слишком теплый и сухой для образования аммиачных облаков. Из космоса будут видны более низкие облака из гидросульфида аммония. В результате этого планета-гигант также будет выглядеть контрастно-полосатой подобно Юпитеру. При увеличении эффективного расстояния температура планет будет падать, и аммиачные облака станут сплошными, как у Сатурна. Вблизи верхней границы зоны очень холодных гигантов аммиачные облака уходят в глубину, диск планеты окрашивается голубым из-за рэлеевского рассеяния света в холодной прозрачной атмосфере.

Очень холодные нептуны, также будут покрыты облаками из замерзшего аммиака. В Солнечной системе очень холодными гигантами являются Юпитер и Сатурн.

7) Ледяные планеты, R/R_эф > 12. Эффективная температура в этой области меньше 70К. При такой температуре конденсируется большинство газов. Исключение составляют водород, гелий и неон. Впрочем, сравнительно высокое давление насыщенных паров азота ниже тройной точки азота (63К) позволит небольшим телам иметь разреженную азотную атмосферу и при более низкой температуре.

Начиная с 11-12 и до R/R_эф ~ 30 атмосфера ледяных гигантов лишена облаков. Облака из замерзшего аммиака погружаются достаточно глубоко внутрь атмосферы, туда, где температура воздуха будет близка к 140-150К. Вместе с тем, из-за небольшого количества метана (доли процента) "метановая влажность" будет недостаточна для образования облаков из замерзшего метана. Из-за рэлеевского рассеяния в чистой атмосфере диски таких планет видны как серо-синие или темно-серо-голубые. Ледяные нептуны также будут иметь чистую прозрачную атмосферу и бирюзово-голубой или синий цвет. Но, в отличие от ледяных гигантов, на них возможно образование белых облаков из замерзшего метана. Основной слой облаков на этих планетах может состоять из аммиака или замерзшего сероводорода и располагаться на уровне давления в несколько атмосфер, в зависимости от химического состава.

В Солнечной системе известны два ледяных нептуна - это Уран и Нептун.

1.5 Распределение по орбитальным периодам планет

Одна из наиболее заметных особенностей свойств внесолнечных планет - широкое разнообразие орбитальных характеристик. Это разнообразие бросает вызов привычным для нас взглядам на формирование планет.

Статистические свойства гигантских планет должны быть получены из обзоров, которые сами хорошо статистически определены (например, включают в себя все объекты из ограниченного объема) и имеют хорошо понятные пороги обнаружения планет с различными орбитальными свойствами. Есть несколько программ, которые отвечают этим требованиям, например программа поиска планет в ограниченном объеме CORALIE, [15], и FGKM-обзор на телескопе имени Кека (рассматривались звезды ограниченной звездной величины, [16]). На диаграммах, приведенных в обзоре, представлены планеты, которые были обнаруженные во всех программах поиска, основанных на измерении лучевых скоростей. Обсуждаемые свойства планет согласуются со свойствами, полученными из единичных статистически хорошо определенных программ.

Рисунок 1.4 показывает распределение по орбитальным периодам известных внесолнечных планет. Планеты открыты с помощью метода измерения лучевых скоростей звезд и вращаются вокруг звезд главной последовательности. Заштрихованная часть гистограммы показывает сравнительно "легкие" планеты с msini < 0,75 масс Юпитера. Черным показано распределение по периодам планет с массами порядка массы Нептуна.

Рисунок 1.4 - Распределение известных внесолнечных планет-гигантов по периодам.

Многочисленные планеты-гиганты, вращающиеся очень близко вокруг своих родительских звезд с периодом меньше 10 дней стали совершенно неожиданными для исследователей. Стандартная модель (например, [17]) предполагала, что планеты-гиганты формируются из ледяных гранул во внешних частях системы, где температура протопланетной туманности достаточно низка. Слипание таких гранул обеспечивает формирование твердого ядра, которое в свою очередь начинает притягивать окружающий газ в течение жизни протопланетного диска (примерно 10 миллионов лет). Однако обнаружение планет-гигантов глубоко внутри "ледяной линии" требует, чтобы эти планеты подверглись процессу перемещения, миграции по направлению к родительской звезде. Альтернативная точка зрения предлагает формирование таких планет уже "на месте", возможно, благодаря нестабильности в протопланетном диске. Однако даже в таком случае взаимодействие планеты и диска будет изменять орбиту планеты, как только та сформируется. Предполагается, что наблюдаемый максимум планет с периодами около 3 дней является следствием миграции. Причем еще необходимо наличие останавливающего механизма, который препятствовал бы падению планет на звезды.

Ещё одна интересная особенность распределения планет по периодам - это увеличение количества планет с ростом расстояния от родительской звезды. Это не эффект наблюдательной селекции, так как методом измерения лучевых скоростей из двух планет одинаковой массы легче обнаружить планету с более коротким периодом. Уменьшение количества планет с периодами больше 10 лет почти наверняка является результатом ограниченной продолжительности большинства программ поиска планет методом измерения лучевых скоростей.

Полное распределение планет по периодам можно представить себе состоящим из двух частей: главное, в котором число планет растет с увеличением периода и максимум которого еще не определен, и вторичное распределения планет, мигрировавших внутрь системы. Наблюдаемый минимум планет с периодами между 10 и 100 днями реален и отражает область пересечения между этими двумя распределениями. Минимальная (плоская) экстраполяция распределения в сторону больших периодов примерно удвоила бы число образовавшихся планет. Согласно этой экстраполяции, существует большое количество еще неоткрытых планет-гигантов на расстояниях от 5 до 20 а.е. Этот вывод имеет первостепенную важность для проектов по прямой регистрации внесолнечных планет большими телескопами, таких как VLT ( Very Large Telescope - Очень большой телескоп) или Gemini Planet Finder, и космическими миссиями, такими как TPF (НАСА) или Дарвин (ЕКА).

1.6 Распределение по эксцентриситетам орбит планет

Внесолнечные планеты с орбитальными периодами больше 6 дней имеют эксцентриситеты значительно больше, чем планеты-гиганты в Солнечной системе. На рисунке 1.5 отображена зависимость эксцентриситета обнаруженных планет от периода.

Рисунок 1.5 - Диаграмма эксцентриситет-период для известных внесолнечных планет. Пустые квадратики - планеты, вращающиеся вокруг одного из компонентов двойной звездной системы. Черные точки - планеты у одиночных звезд. Пустые точки - планеты из многопланетных систем. Транзитные планеты, у звезд с высокой металличностью - черные треугольники. Звездочки - планеты с массами порядка массы Нептуна. Скобками () очерчена система HD 162020. Точечная линия - область приливного скругления орбит с периодами меньше 6 суток. Пунктирная линия - область с эксцентриситетами е > 0,05 и периодами меньше 40 дней.

Средний эксцентриситет обнаруженных экзопланет с периодами больше 6 дней составляет е = 0,29. Распределение эксцентриситетов этих планет напоминает аналогичное распределение для двойных звезд, охватывая почти полный диапазон от 0 до 1. Орбиты планет с периодами меньше 6 суток скруглены приливными силами.

Происхождение эксцентриситетов внесолнечных планет-гигантов может быть вызвано действием различных механизмов. Это может быть гравитационное взаимодействие между соседними планетами-гигантами, взаимодействия планеты-гиганта с планетезималями на ранних стадиях образования планетной системы, влияние дополнительного звездного или планетного компаньона, и тому подобное. Последний эффект в ряде случаев кажется наиболее интересным. Средняя скорость некоторых планет с высоким эксцентриситетом показывает дрейф, который согласуется с присутствием долгопериодического компаньона. Гравитационное влияние удаленного компаньона может вызвать наблюдаемый высокий орбитальный эксцентриситет. Этот эффект был предложен как механизм увеличения эксцентриситета планеты, вращающейся вокруг звезды 16 Cyg B, [18]. Однако, Takeda and Rasio, [19], показали, что такой процесс, действуя в одиночку, привел бы к чрезмерному количеству планет как с очень высоким (е > 0,6), так и с очень низким (е < 0,1) эксцентриситетом. Следовательно, требуется, как минимум еще один дополнительный механизм для воспроизведения наблюдаемого распределения по эксцентриситетам. Фактически, ни один из предложенных механизмов возникновения эксцентриситета не в состоянии в одиночку объяснить наблюдаемое распределение эксцентриситетов внесолнечных планет.

На малых орбитальных расстояниях планеты-гиганты подвергаются воздействию приливных сил, которые способствую округлению орбит. Все газовые гиганты с периодом меньше 6 дней находятся на почти круговых орбитах (е < 0,05). Недавно было обнаружено несколько пограничных случаев (с эксцентриситетом около 0,1) в обзорах, ориентированных на поиск короткопериодических планет. Результаты имеют очень неуверенную оценку эксцентриситета, даже совместимую с нулем. С большим количеством данных о лучевой скорости, охватывающих несколько орбитальных периодов, средневзвешенные оценки эксцентриситета могут уменьшаться. Или, наоборот, в некоторых из этих систем может быть найден дополнительный компаньон.

В случае многопланетной системы простая кеплеровская (однопланетная) модель может замыть часть более долгопериодической кривой суммы скоростей, искусственно раздувая орбитальный эксцентриситет. Дополнительные компаньоны могут также за счет приливного взаимодействия увеличивать эксцентриситет короткопериодических систем.

Могут быть также взаимосвязь между эксцентриситетом и периодом, а также между эксцентриситетом и массой планеты. Для наиболее массивных планет (с массой более 5 масс Юпитера) замечен систематически более высокий эксцентриситет, чем для планет более низких масс. Это точно не эффект селекции. Если планеты формируются на круговых орбитах, высокие эксцентриситеты самых массивных планет весьма озадачивают. Такие массивные планеты имеют наибольшую инерцию и слабее всего поддаются влияниям, стремящимся согнать их с первоначальных круговых орбит. Наиболее массивные планеты, как правило, находятся на значительном расстоянии от звезды, поэтому эксцентриситет и орбитальный период оказываются связаны. Долгопериодические планеты обычно наблюдаются в течение только одного периода обращения и редко с хорошим фазовым покрытием. Это может привести к переоценке эксцентриситета некоторых кеплеровских орбит. Но крайне маловероятно, что за наблюдаемую корреляцию отвечает одно только неправильное моделирование. Кроме того, в обзорах появилось несколько долгопериодических планет с низким эксцентриситетом. Они составляют небольшую группу так называемых аналогов Солнечной системы.