Планеты вокруг других звезд : методы их обнаружения и...

Планеты вокруг других звезд методы их обнаружения и свойства

Бердюгин А В

Обсерватория Туорлы Университет г Турку Финляндия

Планеты у других звезд extrasolar planets exoplanets

1) Методы исследования космических объектов в астрофизике

2) Методы обнаружения экзопланет

3) Наблюдаемые свойства открытых экзопланет

4) Теории объясняющие их образование

Методы исследования космических объектов в астрофизике

Астрофизика ndash в чем заключается ее принципиальное отличие от других еcтественных

наук Невозможность провести исследование rdquoна местеrdquo или в лаборатории

Исключение планеты солнечной системы (планетология)

Нельзя отправить исследовательскую экспедицию даже к ближайшим звездам

Рroxima Centauri M31 (туманность Андромеды)

4243 св лет 25 106 св лет

4 1013 км 24 1019 км

267615 ae 16 1011 ае

5461 расстояний от Солнца до Плутона 33 109 расстояний от Солнца до Плутона

Электромагнитное излучение (свет) ndash единственное что доступно астрофизикам для

исследования

Предельно слабая звезда различимая глазом m = 65 зв вел

Самый яркий квазар m = 13 зв вел (в 400 раз слабее)

Самая слабая звезда наблюдаемая на VLT m = 26 зв вел (в 63 млн раз слабее)

Астрофизика имеет возможность наблюдать и изучать физические процессы которые невозможно реализовать в земной лаборатории


Основные виды излучения (источники света)

Тепловое Нетепловое

звезды нагретый газ циклотронное и синхротронное

излучение флуорисценция

индуцированное излучение

Отраженное (рассеянное) Поверхность планет

межзвездый газ и пыль

Поглощение света

селективное полное атмосферы звезд и межзвездая пыль

планет межзвездый

газ

Гамма-излучение (G-ray) lt 001 nm ( gt 100 keV) Рентгеновское (X-ray) 1 ndash 10 nm (10 keV ndash 120 keV)Ультрафиолетовое (UV) 0 ndash 400 nm (3 eV ndash 124 eV)Видимый свет (optical) 038 ndash 076 мкм Инфракрасное (IR) 065 ndash 20 мкм Радио 300 kHz ndash 300 GHz (100 m ndash 1 mm)

1 мкм = 1000 нм = 10000 Aring (Ангстрем)


Параметры характеризующие эл-магн излучение

bullДлина волны λ (частота ν) λ = c ν E = hc λ

bullИнтенсивность I (поток излучения измеряемый в

эргсек см2 )

bullПоляризация P ndash преимущественное направление колебаний электромагнитной волны

Монохроматичное излучение одиночный заряд осциллирующий в определенной плоскости

Астрофизики регистрируют и изучают свет в определенном диапазоне длин волн (спектральном диапазоне) Для них важно знать распределение интенсивности и поляризации света с длинной волны

Это дает информацию о свойствах излучающего поглощающего и рассеивающего свет вещества а также позволяет изучать свойства магнитного и гравитационного полей которые воздействуют на излучение

Оптические спектры звезды спектрального класса G3V (Солнце вверху) и M5V (Проксима Центавра внизу)

Методы исследования космических объектов в астрофизике фотометрия

Фотометр ndash прибор для измерения яркости объекта в нескольких широких (200 - 500 Aring) или средних ( 10 - 20 Aring) спектральных диапазонах

Для выделения широких участков спектра используются светофильтры из цветного стекла

Для выделения узких участков спектра ( lt 200 Aring) используются интерференционные фильтры

детекторы излучения для видимого света фотоумножители (ФЭУ) быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 ndash 50 Нz) малый квантовый выход (до 10 ndash 20) APDs ndash до 80 чувствительны в узком спектральном диапазоне одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка)

СCD камеры высокий квантовый выход (до 80) широкий спектральный диапазон (от 035 до 15 мкм) многоэлементый (сотовый) детектор значительное время считывания сигнала (от нескольких секунд до нескольких десятков секунд)

Методы исследования космических объектов в астрофизике спектроскопия

Спектрограф прибор для детального исследования распределения энергии по спектру

Разрешающая сила спектрографа R = λλУ спектрографов низкого и среднего разрешения R = 1500 ndash 10000 У спектрографов высокого разрешения (Эшелле) R asymp 100000 ndash 150000

Спектрограф используется дляbull определения хим состава излучающего и поглощающего свет вещества (по спектральным эмиссионным и абсорбционным линиям)

bull измерения лучевых скоростей (по допплеровскому смещению спектральных линий)

bull определению скоростей вращения звезд (по уширению профилей спектральных линий)

Методы исследования космических объектов в астрофизике поляриметрия

Простейший поляриметр в фотометр добавляется поляризационный анализатор (напр призма Волластона) изготовленный из кристалла с двойным лучепреломлением Такой анализатор разделяет входящий луч света на два луча с ортогональной поляризацией Их интенсивность регистрируется независимо двумя фотоумножителями (или одной CCD)

Вращая анализатор можно измерить интенсивность (величину) поляризации и ее направление Фотометр с поляризационным анализатором становиться поляриметром а спектрограф ndash спектрополяриметром

Основные механизмы возникновения поляризованного излучения

bull Рассеяние и отражение светаbull Присутствие магнитного поля

Исследуя поляризацию света можно получить важную доп информацию о физических свойствах звезд и планет По сравнению с другими способами астрофизических наблюдений поляриметрия является более трудоемкой и сложной задачей

Методы обнаружения экзопланет измерение лучевых скоростей

Регистрация периодического смещения спектральных линий в спектре звезды

из-за гравитационного воздействия на

нее планеты (Эффект Допплера)

Звезда и планета обращаются вокруг центра масс

Звезда смещается относительно луча зрения наблюдателя вперед и назад наблюдается периодический Допплеровский сдвиг спектральных линий

Точное измерение небольшого смещения абсорбционных линий в спектре звезды позволяет обнаружить планету


Величина допплеровского смещения вносимого

планетой очень мала требуется спектрограф

высокого разрешения который должен быть

тщательно откалиброван

Допплеровский сдвиг в спекральные линии

Солнца вносимый Юпитером 12 мсек

Сатурном 27 мсек

Наиболее чувствительные спектрографы могут

зарегистрировать допплеровское смещение

~ 1 мсек

Этот метод более всего подходит для

обнаружения массивных планет с плоскостью

орбиты параллельной лучу зрения

обращающихся вокруг звезды с коротким

орбитальным периодом

Орбитальное движение звезды 51 Peg Сплошной линией показана рассчитанная траектория Расчеты дают массу для планеты ~ 05 MJ и орбитальный период 42 дня Это было первое открытие экзопланеты у звезды подобной Солнцу (Mayor amp Queloz 1995)


Этот метод позволяет определить период

Porb большую полуось орбиты ap массу

( Msin(i)) и эксцентриситет орбиты e

Большинство обнаруженных экзопланет

было было открыто этим способом

Недостатки

1) Наклон орбиты не известен и это вносит

большую неопределенность в оценку массы

планеты

2) Эффект селекции обнаруживаются в

основном близкие к звезде планеты-гиганты

с короткими (неск дней) периодами

На рис справа переменность лучевых скоростей звезд с планетами определенная по Допплеровскому смещению спектральных линий (a) 51 Pegasi (b) 70 Virginis (c) 16 Cygni

Методы обнаружения экзопланет транзит

Если планета проходит по видимому диску

звезды это можно обнаружить по слабому

уменьшению ее блеска бычно на ~ 1 Метод

транзита позволяет обнаруживать планету

независимо от ее массы и радиуса орбиты

Позволяет определить размер планеты из

величины именения потока

В комбинации с методом лучевых скоростей метод

транзита позволяет определить плотность

планеты

Дает возможность исследовать атмосферу

планеты

Во время транзита планеты свет от звезды

проходит через верхние слои ее атмосферы

При внимательном исследовании спектров

полученных с высоким разрешением можно

обнаружить слабые линии поглощения

образующиеся в атмосфере планеты

Изменение блеска звезды во время прохождения планеты по ее диску

2

planet

star

Rf

R


Во время вторичного затмения (когда планета

скрывается за диском звезды) можно

зарегистрировать тепловое излучение

планеты вычитая фотометрическую

интенсивность звезды во время затмения из

ее интенсивности до и после него Это дает

информацию о температуре поверхности

планеты Лучше всего это делать в

инфракрасном спектральном диапазоне


1) Можно обнаружить только планеты с углом

наклона орбиты ~ 90o

2) Большой процент ложных открытий из-за

возможного наличия у звезд пятен

Вторичное затмение удобнее наблюдать в ИK

свете ndash выше контаст

Параметры планеты обнаруживаемые через ее транзит в комбинации с методом лучевых скоростей размер и форма хим состав и температура атмосферы


Космический ИК телескоп Spitzer (NASA) Размер зеркала 085 м спектральный диапазон 8 ndash 20 мкм

Работал с 2003 по 2009 г Использовался для ИК фотометрии и спектроскопии планет

Получил много интересных информации например измерил разницу температур между дневной и ночной сторонами у двух экзопланет Andb и HD 189733b

Данные наблюдений Andb указывают на очень

высокую разницу температур (1400deg) между

дневной (обращенной к звезде) и ночной

стороной планеты Переизлучение

тепла в атмосфере происходит намного

эффективнее чем выравнивание температуры

перемешиванием вещества (конвекции)


Но у экзопланеты HD 189733b разница

температур между дневным и ночными

полушариями lt 300deg

Атмосферы у горячих Юпитеров могут

сильно отличаться по своим основным

физическим параметрам

Исследование спектра экзопланеты

HD 209458b обнаружило присутствие

протяженной оболочки

Похожая оболочка обнаружена и у

HD 189733b

горячие Юпитеры испаряются

Темп потери массы достигает 1014 грсек ndash

планета может полностью испариться за время ~ 1 миллиард лет


Космический телескоп Kepler (на орбите с 6 марта 2009)

Диаметр зеркала 095 м детектор мозаика из 42 CCD

размером 2200 x 1024 пиксела = 95 мега пикселей ()

Специально создан для обнаружения планет размером

с Землю К настоящему времени обнаружил 5 планет

Планета Kepler 4b плотность ndash 191 грсм3 масса ndash

0077 MJ = 245 M темп на поверхности ndash 1650 Ko

_gt Нot Neptune (горячий Нептун)

Методы обнаружения экзопланет гравитационная линза

Если одна звезда проходит точно перед другой пересекая луч зрения может

наблюдаться увеличение блеска более отдаленной звезды вследствие эффекта

гравитационной линзы Если у ближней звезды имеется планета она усиливает

эффект гравитационной линзы Шансы обнаружить планету повышаются при

наблюдении большого количества звезд одновременно

Слева Ближняя звезда фокусирует свет далекой звезды если они обе находятся точно на одной линии для наблюдателя на Земле В результате блеск далекой звезды постепенно возрастает достигая пика а потом уменьшается до прежнего уровня Справа Если ближняя звезда имеет планету она усиливает эффект гравитационной линзы приводя к появлению дополнительного узкого пика на кривой блеска


Преимущества метода

1) Чувствительность не зависит от

параметров планеты (периода массы)

2) Звезда может быть слабой

В нaстоящее время это самый

предпочтительный метод для обнаружения

экзопланет земного типа для наземных

телескопов


1) Событие никогда не повторяется для

одной и той же звезды

2) Обнаруженные планеты чаще всего

оказываются расположены слишком далеко

(неск кпк) Последующие наблюдения

другими методами обычно не возможны

Увеличение блеска далекой звезды из-за эффекта гравитационной линзы На нисходящей кривой хорошо виден характерный пик вызванный присутствием планеты Масса обнаруженной в результате наблюдений планеты равна 55 массы Земли

Методы обнаружения экзопланет астрометрия

Основная идея измерить rdquoпокачиваниеrdquo звезды вызванное орбитальным движением планеты

Для этого нужно с большой точностью измерять видимое смещение звезды на небе относительно далеких неподвижных звезд в течение длительного интервала времени

Можно определить период и массу планеты

Первый результат проект STEPS (NASA JPL) точность 0001rdquo 9 лет наблюдений Планета

V10b масса = 6 MJ Porb = 9 месяцев Сама звезда

V10a находится на удалении 6 св лет и имеет массу всего 008 М

Астрометрия легче всего обнаруживает массивные планеты у маломассивных и близких звезд

Рассчитанное видимое перемещениеСолнца по небу вызванное Юпитеромнаблюдаемое с расстояния 10 парсек


GAIA Space astrometry mission (ESA)

Основная цель с помощью космического

телескопа измерить с очень высокой точностью

(~10-20 угловых микросекунд) параллаксы у

всех звезд на расстоянии до 10 000 пк

Планируется обнаружить 10000 ndash 50000 планет

на расстояних до 150 pc с орбитальными

периодами lt 9 лет Будут обнаружены все

планеты с массой Юпитера на расстояниях до 50

pc c периодами от 15 ndash 9 лет

Запуск назначен на декабрь 2011

Методы обнаружения экзопланет интерферометрия

Идея метода блокировать излучение центральной звезды с помощью коронографа или ноль-интерферометра и получить прямое изображение планеты на CCD

Трудно реализуем но обладает большим диагностическим потенциалом

Дает возможность определить состав планеты ее температуру свойства ее атмосферы тип ее поверхности период вращения и др

К настоящему времени обнаружено 4 кандидата в планеты (см иллюстрацию)

LBTI (Large Binocular Telescope Interferometer) (на рисунке справа) bullMount Graham ArizonabullНачал работу в 2009 (научные набл с 2011)bullБлижний ИК диапазон (выше контраст)bullОколозвездные диски планеты-гиганты

2M1207 b планета или коричневый карлик

LBTI два зеркала диаметром 84 м длина базы ndash 15 м J H и K фотометрия

Методы обнаружения экзопланет планеты вокруг пульсаров

Пульсар быстро вращающаяся магнитная нейтронная звезда

Размер 10 ndash 20 км Плотность 109 грсм3 Остаток от вспышки сверхновой Излучает радио волны в узком конусе из области магнитных полюсов (эффект rdquoмаякаrdquo) Период пульсаций = периоду вращения

Орбитальное вращение планеты приводит к rdquoпокачиваниюrdquo пульсара вдоль луча зрения

Период радио пульсаций меняется из-за эффекта Допплера

Измеряя задержки в периоде пульсаций (10-12 сек) можно обнаружить присутствие планеты и найти период ее обращения и массу

На рис справа три планеты обнаружены у пульсара PSR1257+12 (Wolszczan amp Frail 1992)

Схема поясняющая излучение пульсараТипичный период пульсаций ndash неск секунд но есть объекты с пульсациями в 10-3 сек

Методы обнаружения экзопланет поляризация

Метод основан на регистрации света звезды отраженного и или рассеянного от поверхности (атмосферы) планеты Этот свет линейно поляризован в направлении ортогональном плоскости рассеяния (в данном случае ndash плоскости орбиты) Направление и величина наблюдаемой линейной поляризации будут изменяться по мере движения планеты по орбите вокруг звезды

Поляриметрия может обнаружить планету даже при очень малых углах наклона орбиты когда метод лучевых скоростей и метод регистрации транзита бессильны

Из поляриметрии можно определить

1) орбитальный период Porb

2) угол наклона орбиты i 3) эксцентриситет орбиты e

4) свойства атмосферы (поверхности) планеты

Ожидаемое изменение направления и величины линейной поляризации света зведы отраженного от поверности планеты при ее движении по орбите


Поляриметрия обладает очень большим диагностическим потенциалом но ожидаемый поляризованный сигнал очень мал (~ 10-5) Площадь поверхности планеты по сравнению с размерами звезды очень мала и поляризованный отраженный свет сильно разбавлен неполяризованным излучением самой звезды Требуются большие телескопы и специально спроектированные точные поляриметры

Первые измерения получены в 2004 ndash 2005 (Hough et al ) PlanetPol WHT (4 м)

Заявленная точность ~ 10-6 (00001) Три системы Boo And and 55 Cnc были исследованы переменная поляризация не обнаружена (верхний предел ~ 2 x 10-5)

Теоретические оценки величины поляризации при рассеянии а атмосфере планеты сильно зависят от предположений о свойствах самой атмосферы (хим состав размер частиц размер облаков распределение облаков по высоте и тд)

Некоторые модельные рассчеты показывают что при определенных условиях поляризация может быть на порядок величины больше

Несферичность поверхности и эксцентричность орбиты может усилить величину поляризации до 02 - 05 x 10-4 (Sengupta S amp Malay M 2006 singe scattering model)

Наличие обширных вытянутых газовых оболочек (гало) вокруг некоторых экзопланет (Vidal-Madiar et al 2003 Wheatley amp Briggs 2007) ndash эффективность рассеяния выше в неск раз

Планета HD 189733b наблюдения поляризации в 2008 г

TurPol (NOT 25 м) UBV 2008 г Апрель и Aвгуст bull Расстояние до звезды = 20 pc

Радиус орбиты планеты = 00312 а е

Период обращения = 2218581 дня

bull Всего 40 часов наблюдений с хорошим покрытием орбитального периода

bull Ошибка одного измерения за ночь (3ndash4h) ~310ndash5

bull Ошибка усредненной по фазовому интервалу величины поляризации ~1510ndash5

bull Очень малая телескопная поляризация lt 510ndash5

Результаты моделирования поляризации с помощью компьютерных рассчетов показали что она возникает в результате рассеяния света звезды в верних слоях атмосферы планеты на облаках состоящих вероятнее всего из пылинок размером в 20 нм

Планета HD 189733b схема поясняющая возникновения поляризации

Перемещение планеты по небу (справа) приводящее к возникновению переменной поляризации (слева) Поляризация достигает максимума в моменты элонгаций (фазы 025 и 075) когда угол рассеяния = 90o В моменты соединений (фазы 00 и 05) поляризация близка к нулю из-за того что свет рассеянный вперед и назад почти не поляризован

Свойства экзопланет статистика открытий

Всего открыто планет 452 (к 16 апреля 2010 г)

~ 47 систем с несколькими (до трех) планетами

Больше всего планет открыто методом

измерения лучевых скоростей 360 (c 1995 г)

Много планет обнаружено методом транзита gt 70 (c 1999 г)

Но многие из них пока еще не подтверждены

10 планеты открыты методом гравитационной линзы (с 2004 г)

4 планеты открыто у пульсаров (с 1992 г) ndash возможно эти планеты

сформировались после взрыва сверхновой из ее остатков

12 кандидатов в планеты обнаружены методом ноль-интерферометрии (с 2004 г)

Образование планет вокруг звезд ndash не редкость а обычное явление

Солнечная система сильно отличается от других открытых планетных систем (но необходимо принять во внимание сильный эффект селекции)

Источник информации по экзопланетам The Extrasolar Planet Encyclopaedia (httpexoplaneteu)

Свойства экзопланет радиусы орбит

Значительное число экзопланет обращаются вокруг своих звезд по орбитам lt 01 AU

Есть много планет с орбитой в пределах 004-005 AU с периодами обращения 3-4 дня и с массой ge 1 MJ (hot Jupiters)

Прежняя теория формирования планетных систем требует серьезной модификации

1) Высокая температура на расстоянии lt 01 AU сильно затрудняет формирование планеты

2) Масса типичного протопланетного диска внутри таких коротких орбит слишком мала чтобы сформировать планету с массой Юпитера даже при 100 эффективности использования имеющегося вещества

3) Даже если бы вещества было достаточно молодой ldquoгорячий Юпитерrdquo был бы разорван на части гравитацией звезды

Зависимость между массой (в MJ ) и длиной большой полуоси орбиты (в AU) для экзопланет (красные значки) и для планет солнечной системы (зеленые значки) Взято из httpjilawwwcoloradoedu~pja

Свойства экзопланет эксцентриситеты орбит

Эксцентриситеты орбит экзопланет

В целом эксцентричность орбит у экзопланет довольно велика

Это обстоятельство трудно объяснить одним эффектом селекции

Планета расположенная на близком расстоянии от звезды должна обращаться по круговой орбите из-за приливного воздействия

Возможное объяснение экзопланеты-гиганты формируются на значительном удалении от центральной звезды постепенно мигрируя по направлению к ней

Зависимоcть эксцентричности орбиты от длины большой полуоси для экзопланет-гигантов (красные значки) и планет солнечной системы (зеленые значки) Видимое отсутствие экзопланет на расстоянии более 3 AU - следствие эффекта наблюдательной селекции Взято из httpjilawwwcoloradoedu~pja

Свойства экзопланет орбитальные периоды

Орбитальные периоды экзопланет

Ясно видна группировка планет вокруг периодов ~ 3 дня и видимое отсутствие планет с более короткими периодами Заметное отличие от распределения периодов в двойных звездах

1) Механизмы формирования планет и

звезд существенно отличаются

2) В процессе миграции к центральной

звезде планета-гигант в силу

определенных причин rdquoтормозитrdquo на

расстоянии соответствующему Porb ~ 3 дня

Важное дополнение

недавно обнаружены 4 планеты с

Porb lt 3 дней самый короткий из них

asymp 13 дня

Зависимость эксцентриситета орбиты от величины орбитального периода для экзопланет (красные значки) двойных звезд (черные точки) планет-гигантов солнечной системы (зеленые значки) и Земли (синий символ) Взято из Santos et al (2002)

Свойства экзопланет массы

Сравнение масс экзопланет и карликовых звезд

Теория предсказывает два принципиально различных механизма формированиягравитационный коллапс для звезд иаккреция на ядро для планет Два разных класса объектов должны быть видны в функции распределения масс для маломассивных компаньонов звезд

Ясно видимый rdquoпровалrdquo в диапозоне масс ~ 20 и ~60 MJ крайне мало объектов было обнаружено (вплоть до 2002)

Новейшие данные начиная с 2006 г постепенно начали заполнять rdquoпровалrdquo в распределении масс открыт новый подкласс маломассивных коричневых карликов - Y dwarfs

Таким образом одна лишь масса не может более считаться критерием отличия звезды от планеты

Распределение масс для маломассивных компаньонов у звезд солнечного типа Виден провал в диапазоне 20ndash60 масс Юпитера Взято из Santos et al (2002)

Свойства экзопланет металличность их звезд

bull Звезды с планетами имеют высокое содержание металлов в своих атмосферах

bull Это хорошо согласуется с теорией предсказывающей образование планет в результате аккреции на ядро

bull Большое количество тяжелых элементов в диске способствует образованию и росту планетозималей

bull Образование планет идет более быстро и у звезды больше шансов на появление нескольких планет

Зависимость частоты встречаемости планет от количества железа в атмосфере звезды Взято из Santos et al 2005

Планетная миграция

Горячие Юпитеры не могут формироваться там где сейчас находятся

Они должны мигрировать от места своего рождения туда где они находятся сейчас

Миграция происходит вследствие гравитационного взаимодействия между газовым иили планетозимальным диском и формирующейся планетой

Существуют два типа миграционных мод разница между которыми определяется накопленной массой планеты а именно достаточно ли она массивна чтобы проделать круговую брешь в диске (тип II) или нет (тип I)

Формирование экзопланет теория планетной миграции

Как правило планета начинает свой дрейф к центральной звезде с миграции

типа I Так как вещество диска внутри орбиты планеты вращается быстрее чем снаружи диск rdquoподтормаживаетrdquo планету В результате потери планетой части своего вращательного момента она начинает приближаться по спирали к центральной звезде


Проблемы

Почему Юпитер в Солнечной системе

существует на расстоянии 5 AU

Типичное время миграции (105 - 106 лет)

слишком мало Меньше типичного времени

необходимого для завершения формирования

планеты-гиганта

В большинстве случаев планета не выживет

а упадет на звезду

Существуют механизмы останавливающие

миграцию на определенном расстоянии

Центральная пустая полость в диске

(проделанная магнитосферой звезды) или

приливное трение (обмен угловым моментом

между орбитальным движением планеты и

осевым вращением звезды)

Есть и другие теории например дисковая

нестабильность (Boss 1997 2003)

Если планета становится достаточно большой и массивной она начинает аккрецировать газ из диска и проделывает в нем круговую брешь на пути своего движения по орбите Это резко замедляет темп миграции в 10-100 раз Дальше происходит медленный дрейф к звезде (миграция типа II)

Формирование экзопланет теория дисковой нестабильности

Планеты образуются в результате гравитационной фрагментации и последующего

коллапса протопланетного диска

Обеспечивает очень быстрое образование планеты-гиганта всего за ~1000 лет Планета-

гигант может успеть сформироваться на близком расстоянии от центральной звезды


1)Образуются только малые по массе аккреционные ядра

2)Отсутствуют детальные рассчеты (только качественные оценки)

Возможно что дисковая

нестабильность работает в случае

звезд с большой концентрацией

металлов а миграция ndash в случае

обычных звезд

Формирование экзопланет нерешенные вопросы

bullКаково типичное время формирования планет-гигантов

bullСолнечная система ndash типичная планетарная система или редкость в мире планет

bullМогут ли в системах с горячими Юпитерами существовать планеты земного типа

На наши знания об экзопланетах большое влияние оказывает эффект наблюдательной селекции Астрофизики должны научиться обнаруживать планеты с массой Земли

Необходимо улучшить точность наблюдений и повысить чувствительность приборов используемых для исследования планет

В настоящее время имеющиеся приборы и методы наблюдений позволяют уверенно обнаруживать планеты с массой ge 10 ndash 15 земных масс

Есть возможность обнаружить тн сверх-земли (super-earth) ndash планеты с плотностью Земли но в десять с лишним раз более массивные

Основные надежды в исследовании экзопланет связаны с использованием

космических телескопов

Исследование экзопланет проект Terrestrial Planet Finder (TPF NASA)

Коронограф (TPF-C)

Оптический диапазон

Диаметр зеркала 4 ndash 6 м

Блокировка звезды диском

Спектрограф (атмосферы экзопланет)

Поиск планет пригодных для жизни

Интерферометр (TPF-I)

ИК-диапазон (7 ndash 17 мкм) 5 зеркал диаметром 3 ndash 4 мНоль-интерферометрияСпектрограф (атмосферы экзопланет)Поиск и детальное исследование планет пригодных для жизни

Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37

Планеты у других звезд extrasolar planets exoplanets

1) Методы исследования космических объектов в астрофизике

2) Методы обнаружения экзопланет

3) Наблюдаемые свойства открытых экзопланет

4) Теории объясняющие их образование








4 1013 км 24 1019 км

267615 ae 16 1011 ае



















газ
















































~ 1 мсек
















планеты















планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37








4 1013 км 24 1019 км

267615 ae 16 1011 ае



















газ
















































~ 1 мсек
















планеты















планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37












газ
















































~ 1 мсек
















планеты















планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37














































~ 1 мсек
















планеты















планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37










планеты















планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37











планеты


планеты








2

planet

star

Rf

R









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37









































HD 189733b














































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37











































































































































asymp 13 дня
























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37























Проблемы



















































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37

































Slide 1

Slide 2

Slide 3

Slide 4

Slide 5

Slide 6

Slide 7

Slide 8

Slide 9

Slide 10

Slide 11

Slide 12

Slide 13

Slide 14

Slide 15

Slide 16

Slide 17

Slide 18

Slide 19

Slide 20

Slide 21

Slide 22

Slide 23

Slide 24

Slide 25

Slide 26

Slide 27

Slide 28

Slide 29

Slide 30

Slide 31

Slide 32

Slide 33

Slide 34

Slide 35

Slide 36

Slide 37

Планеты вокруг других звезд : методы их обнаружения и...

Documents