На главную страницу

Планеты около звезд солнечного типа

В течение последних лет описанным выше доплеровским методом планеты были открыты у пяти десятков звезд солнечного типа. Первая звезда, у которой швейцарским ученым М. Мэйору и Д. Квелозу в 1995 году удалось открыть планету, была 51 Pegasi.

Существует принципиальный предел точности измерения лучевых скоростей звезд, связанный с нестабильностью их атмосфер. Например, в атмосфере Солнца есть мелкомасштабные конвективные движения газа со скоростями 0,3–3,0 км/с, что приводит к хорошо известному явлению грануляции: поверхность Солнца при наблюдении в телескоп выглядит состоящей из огромного числа светлых и темных пятнышек (гранул) размером 1,3 (1000 км), напоминающих рисовые зерна. Число гранул на поверхности Солнца составляет несколько миллионов, поэтому при спектральных наблюдениях всего диска звезды хаотические конвективные движения в ее атмосфере усредняются. Однако, поскольку хаотические скорости составляют порядка 1 км/с, достичь точности измерения лучевых скоростей лучше, чем несколько метров в секунду , по этой причине вряд ли возможно. Детальное изучение стабильности лучевых скоростей звезд – карликов спектральных классов F , G, K показало, что внутренняя ха- отическая переменность лучевых скоростей этих звезд зависит от их скоростей вращения и составляет 15 м/с для наиболее быстро вращающихся звезд (период вращения 10 суток) и 3 м/с для медленно вращающихся звезд (период вращения 30 суток). Известно, что периоды вращения звезд классов F–K тем больше, чем боль- ше их возраст. Наблюдатели приходят к выводу , что звезды – карлики спектральных классов G и K, возраст которых более 3 млрд лет , наиболее подходят для поиска планет доплеровским методом, так как внутренняя стабильность их лучевых скоростей лучше 5 м/с.

На рис. 3, 4 приведены кривые лучевых скоростей некоторых звезд, у которых обнаружены планеты. Полуамплитуда изменения лучевых скоростей, обусловленная присутствием планеты около звезды, составляет 50 м/с, что много больше ошибок наблюдений. Таким образом, выявление планет в данном случае можно считать весьма надежным. Из пятидесяти звезд с известными планетными системами мы выбрали восемь наиболее характерных и привели в табл. 3 данные о наличии планет вокруг них.

Таблица 3. Характеристики планет около некоторых звезд солнечного типа

Орбитальные периоды пла- нет лежат в пределах 3,3–1092 суток, соответствующие большие полуоси орбит составляют от 0,04 до 2,1 а.е. Эксцентриситеты орбит е = 0–0,68 и в ряде случаев значительно больше, чем в Солнечной системе. Нижние пределы масс планет (по-видимому , это массы наиболее крупных планет и не исключено наличие большого числа менее массивных планет) составляют m sin i = 0,44–6,73 масс Юпитера.

Рис. 3. Кривая лучевых скоростей звезды солнечного типа 51 Pegasi, демонстрирующая наличие вокруг этой звезды планеты с массой более 0,44 массы Юпитера и орбитальным периодом 4,23 суток.

Рис. 4. Кривая лучевых скоростей звезды 16 Cygni B. Орбита соответствующей планеты имеет большой эксцентриситет (е = 0,69), поэтому форма кривой лучевых скоростей сильно отличается от синусоидальной. Масса планеты более 1,61 массы Юпитера, ее орбитальный период составляет 800 суток.

На рис. 5 приведена гистограмма распределения масс обнаруженных спутников у звезд – карликов спектральных классов G–K. Видно, что, хотя условия для обнаружения массивных спутников у звезд лучше (больше соответствующая амплитуда изменения лучевых скоростей звезды), наибольшее число обнаруженных спутников лежит в интер- вале сравнительно малых планетных масс (0–10 масс Юпитера). Это свидетельствует о том, что распространенность планетных систем среди звезд солнечного типа весьма велика, не ниже чем распространенность двойных и кратных звезд, которая составляет 50%. Таким образом, новейшие наблюдательные данные свидетельствуют о том, что важнейшее необходимое условие существования жизни вне Земли и внеземных цивилизаций выполняется: планетные системы существуют около многих звезд и их число в Г алактике составляет не менее 10% от общего числа звезд, то есть порядка 10 млрд.

Рис. 5. Гистограмма распределения по массам спутников у звезд солнечного типа. Число обнаруженных маломассивных спутников с планетными массами (0–10 масс Юпитера) наибольшее, хотя условия их обнаружения наихудшие. Это свидетельствует о большой распространенности планетных систем около звезд.

Перейдем к рассмотрению свойств отдельных планет вне Солнечной системы. Свойства планеты около звезды 47 UMa близки к свойствам Юпитера. Орбитальный период этой планеты – три года, эксцентриситет орбиты е = 0,09, величина большой полуоси орбиты а = 2,1 а.е., нижний предел массы составляет 2,4 массы Юпитера. Планеты-гиганты, как следует из теории их образования, должны формироваться за пределами расстояния от центральной звезды, соответствующего кон- денсации льда, и иметь почти круговые орбиты с размером большой полуоси по крайней мере в несколько астрономических единиц. Большая полуось орбиты для планеты у звезды 47 UMa (2,1 а.е.) несколько меньше, чем следует из теории. Возможно, что после образования из вещества протопланетного диска планета у звезды 47 UMa подверглась орбитальной миграции внутри этого диска и приблизилась к центральной звезде. Орбитальная миграция планет внутри протопланетного диска предсказывается современной теорией формирования планетных систем и связана с приливным взаимодействием планеты с веществом диска, что приводит к уменьшению орбитального углового момента планеты и соответственно изменению параметров ее орбиты. Кроме того, благодаря действию вязкости в протопланетном диске существует поток вещества к звезде, который увлекает планету , что способно за многие миллионы лет приблизить планету к звезде. Примерами планет, по-видимому подвергшихся орбитальной миграции, могут служить планеты около звезд ? Cr B и 55 ?¹ Cnc, у которых размеры больших полуосей орбит составляют всего 0,24 и 0,11 а.е. соответственно, а массы весьма велики – m sin i = 1,1 и 0,85 массы Юпитера. Пять планет из табл. 3 с массами порядка массы Юпитера имеют периоды менее 40 суток, откуда следует, что радиусы их орбит менее 0,23 а.е., то есть почти вдвое меньше радиуса орбиты Меркурия. В трех случаях (U And, 51 Peg, ? Boo) орбитальные периоды гигантских планет с массой порядка массы Юпитера составляют 3–4 суток, то есть радиусы орбит порядка 0,04 а.е., что в десять раз меньше радиуса орбиты Меркурия!

Таким образом, экстремальная близость гигантских планет к центральной звезде – весьма распространенное явление в мире планетных систем около звезд солнечного типа. Этот новый наблюдательный факт принципиально важен для понимания механизмов формирования планет из протопланетных облаков вокруг звезд.

Новым фактом, также имеющим большое значение для космогонических теорий, является обнаружение значительных эксцентриситетов орбит гигантских планет у ряда звезд, например 70 Vir ( P = 116,5 дня, е = 0,40, m sin i = 6,73 M_{Юпитера} ) и 16 Cyg B ( P = 802 дня, е = 0,68, m sin i = 1,67 M_{Юпитера} ). Столь большие эксцентриситеты орбит гигантских планет могли появиться в результате действия двух механизмов. В первом случае движение зародышей планет в протопланетном диске порождает в нем спиральные волны плотности, обратное гравитационное воздействие которых на планету увеличивает эксцентриситет ее орбиты. Во втором случае большой эксцентриситет орбиты планеты достига- ется в результате действия гравитационных возмущений со стороны других планет системы. В этой связи важно отметить, что, если бы Юпитер в Солнечной системе имел орбиту с большим эксцентриситетом, его переменное возмущающее гравитационное воздействие на планеты земной группы привело бы к их испарению из Солнечной системы и жизнь в Солнечной системе была бы невозможной…

Таким образом, простой взгляд со стороны на планетные системы около звезд солнечного типа позволяет нам глубже понять планетную космогонию и проблемы, связанные с существованием внеземной жизни.

Источник: Universe News