Страница:
b. Естественно, транзиты наблюдаются только у "горячих юпитеров". Вероятность найти планету с транзитами на высокой орбите очень мала.
Свойства системы HD 209458, несмотря на ее умеренную удаленность, оказались весьма удобными для исследований. Из результатов наблюдений объекта HD 209458 bможно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и о природе других аналогичных гигантов. HD 209458 – звезда класса G0 с достаточно спокойной фотосферой, допускающей МЛС-измерения вплоть до 3 м/с, старше Солнца по возрасту (5,2 гигагода), со старой планетной системой, прошедшей долгий путь эволюции. Хотя ныне в ней известна только одна планета, но это именно тот наиболее интересный объект нового типа – "горячий юпитер", типичный для внесолнечных систем, но неизвестный в Солнечной системе. Период HD 209458 b, благодаря высокой частоте транзитов, определен с высокой точностью – 3,524738 суток. Радиус кеплеровской орбиты планеты составляет 0,045 а. е. Глубина ослабления света звезды при транзитах достигает 1,6%. По длительности транзита удается легко найти даже широту прохождения планеты по диску звезды. Среди окружающих Солнце звезд она представляет собой достаточно далекий объект – 47 пк (150 световых лет).
Звезды, имеющие планеты типа "горячий юпитер", составляют незначительную часть всего звездного "населения" – только 0,0075. Учитывая также произвольное положение плоскости их орбит, вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами еще меньше и не превышает 1/1300. На рисунке внизу показана зависимость масса-радиус для экзопланеты HD 209458 b, Юпитера и Сатурна. Положение HD 209458 bсразу указывает на водород как основную составляющую этого небесного тела (возможно, с небольшой долей гелия). Температура внешних оболочек "горячих юпитеров", в зависимости от орбиты и свойств атмосферы, лежит в пределах 900-1300 К. Облачный слой в такой атмосфере должен состоять из мельчайших зерен MgSiO 3, Fe и Al 2O 3, причем в надоблачной атмосфере должны присутствовать пары воды, метана и окиси титана.
Планета-гигант HD 209458 b(как и другие тела этого типа) должна иметь сильное магнитное поле сложной структуры, с напряженностью того же порядка, что и поле Юпитера. В определенных обстоятельствах признаки присутствия сильной дипольной составляющей магнитного поля можно использовать для поиска экзопланет.
По-видимому, существует несколько типов "горячих юпитеров". Найденная в 2006 году экзопланета с транзитами HD 149026 bпредставляет собой новый класс внесолнечных планет. Малое ослабление света звезды HD 149026 сразу же указало на относительно небольшой радиус планеты. Но это противоречило ее достаточно большой массе. Радиус HD 149026 bсоставляет 0,85 радиуса Сатурна, или 0,725 Юпитера. По своему положению планета соответствует "горячим юпитерам", но обладает массивным ядром из тяжелых элементов, до 0,7 всей ее массы, которая достигает 1,2 массы Сатурна (115 масс Земли). Угол i = 85 омежду осью орбиты и направлением на Землю оценили по данным о длительности транзитов, поэтому в эксперименте найдена практически полная масса экзопланеты. Ее период ("год") составляет 2,8766 суток, радиус орбиты всего в шесть раз больше радиуса самой звезды.
Модели, опирающиеся на данные о массе и радиусе, указывают на гигантское, по сравнению с Юпитером, ядро HD 149026 bиз плотных составляющих, с массой около 67 масс Земли, со средней плотностью ядра около 5,5 г/см 3. Столь парадоксальный вывод трудно объяснить в рамках теорий образования планет. Чтобы объяснить образование HD 149026 b, привлекаются аналогии с Нептуном, происхождение которого также во многом неясно.
Обнаружены несколько низкоорбитальных планет, которые получили временное название "очень горячий юпитер". OGLE TR-56, самый короткопериодический "горячий юпитер" из всех известных, с периодом 1,2 суток, также был найден в ходе эксперимента OGLE III. Немногочисленные измерения показывают, что масса планеты М= 1,45 M ю, а большая полуось орбиты 0,0225 а. е., то есть только 3,3 млн км, или 0,02 а. е. Родительская звезда (которая относится к солнечному типу) видна с такого расстояния под углом 24 о, в 50 раз больше Солнца.
К типу "очень горячих юпитеров" с наблюдаемыми транзитами относится и одна из последних открытых экзопланет, HD 189733 b. Ее период всего 2,219 суток, а радиус орбиты составляет 0,0313 а. е. Глубина ослабления потока от звезды при транзитах планеты рекордная, 3%. Звезда HD 189733 находится гораздо ближе к Земле, чем HD 209458, – на расстоянии 19,3 пк.
Первые наблюдения транзитов планеты
HD
209458
b
, выполненные в 2000 году наземными средствами (а) и с орбитальной обсерватории
HST
(б).
Сравнение плотности планеты
HD
209458
b
, Юпитера и Сатурна.
ПОИСК ТРАНЗИТОВ У ЗВЕЗД ШАРОВОГО СКОПЛЕНИЯ 47 TUC
"КОРИЧНЕВЫЕ", ИЛИ ИНФРАКРАСНЫЕ, КАРЛИКИ
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ПОДРОБНОСТИ ДЛЯ ЛЮБОЗНАТЕЛЬНЫХ
Спектральные классы звезд
Парсек
Законы Кеплера
1-й закон.
2-й закон.
3-й закон.
Галилеевы спутники
Закон излучения Планка
Орбитальные резонансы, или соизмеримости
Свойства системы HD 209458, несмотря на ее умеренную удаленность, оказались весьма удобными для исследований. Из результатов наблюдений объекта HD 209458 bможно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и о природе других аналогичных гигантов. HD 209458 – звезда класса G0 с достаточно спокойной фотосферой, допускающей МЛС-измерения вплоть до 3 м/с, старше Солнца по возрасту (5,2 гигагода), со старой планетной системой, прошедшей долгий путь эволюции. Хотя ныне в ней известна только одна планета, но это именно тот наиболее интересный объект нового типа – "горячий юпитер", типичный для внесолнечных систем, но неизвестный в Солнечной системе. Период HD 209458 b, благодаря высокой частоте транзитов, определен с высокой точностью – 3,524738 суток. Радиус кеплеровской орбиты планеты составляет 0,045 а. е. Глубина ослабления света звезды при транзитах достигает 1,6%. По длительности транзита удается легко найти даже широту прохождения планеты по диску звезды. Среди окружающих Солнце звезд она представляет собой достаточно далекий объект – 47 пк (150 световых лет).
Звезды, имеющие планеты типа "горячий юпитер", составляют незначительную часть всего звездного "населения" – только 0,0075. Учитывая также произвольное положение плоскости их орбит, вероятность встретить среди звезд солнечного типа объект с наблюдаемыми транзитами еще меньше и не превышает 1/1300. На рисунке внизу показана зависимость масса-радиус для экзопланеты HD 209458 b, Юпитера и Сатурна. Положение HD 209458 bсразу указывает на водород как основную составляющую этого небесного тела (возможно, с небольшой долей гелия). Температура внешних оболочек "горячих юпитеров", в зависимости от орбиты и свойств атмосферы, лежит в пределах 900-1300 К. Облачный слой в такой атмосфере должен состоять из мельчайших зерен MgSiO 3, Fe и Al 2O 3, причем в надоблачной атмосфере должны присутствовать пары воды, метана и окиси титана.
Планета-гигант HD 209458 b(как и другие тела этого типа) должна иметь сильное магнитное поле сложной структуры, с напряженностью того же порядка, что и поле Юпитера. В определенных обстоятельствах признаки присутствия сильной дипольной составляющей магнитного поля можно использовать для поиска экзопланет.
По-видимому, существует несколько типов "горячих юпитеров". Найденная в 2006 году экзопланета с транзитами HD 149026 bпредставляет собой новый класс внесолнечных планет. Малое ослабление света звезды HD 149026 сразу же указало на относительно небольшой радиус планеты. Но это противоречило ее достаточно большой массе. Радиус HD 149026 bсоставляет 0,85 радиуса Сатурна, или 0,725 Юпитера. По своему положению планета соответствует "горячим юпитерам", но обладает массивным ядром из тяжелых элементов, до 0,7 всей ее массы, которая достигает 1,2 массы Сатурна (115 масс Земли). Угол i = 85 омежду осью орбиты и направлением на Землю оценили по данным о длительности транзитов, поэтому в эксперименте найдена практически полная масса экзопланеты. Ее период ("год") составляет 2,8766 суток, радиус орбиты всего в шесть раз больше радиуса самой звезды.
Модели, опирающиеся на данные о массе и радиусе, указывают на гигантское, по сравнению с Юпитером, ядро HD 149026 bиз плотных составляющих, с массой около 67 масс Земли, со средней плотностью ядра около 5,5 г/см 3. Столь парадоксальный вывод трудно объяснить в рамках теорий образования планет. Чтобы объяснить образование HD 149026 b, привлекаются аналогии с Нептуном, происхождение которого также во многом неясно.
Обнаружены несколько низкоорбитальных планет, которые получили временное название "очень горячий юпитер". OGLE TR-56, самый короткопериодический "горячий юпитер" из всех известных, с периодом 1,2 суток, также был найден в ходе эксперимента OGLE III. Немногочисленные измерения показывают, что масса планеты М= 1,45 M ю, а большая полуось орбиты 0,0225 а. е., то есть только 3,3 млн км, или 0,02 а. е. Родительская звезда (которая относится к солнечному типу) видна с такого расстояния под углом 24 о, в 50 раз больше Солнца.
К типу "очень горячих юпитеров" с наблюдаемыми транзитами относится и одна из последних открытых экзопланет, HD 189733 b. Ее период всего 2,219 суток, а радиус орбиты составляет 0,0313 а. е. Глубина ослабления потока от звезды при транзитах планеты рекордная, 3%. Звезда HD 189733 находится гораздо ближе к Земле, чем HD 209458, – на расстоянии 19,3 пк.
ПОИСК ТРАНЗИТОВ У ЗВЕЗД ШАРОВОГО СКОПЛЕНИЯ 47 TUC
Поиск транзитов "методом тыка" очень утомителен и нерезультативен. Весьма привлекательной кажется идея поиска транзитов в близких шаровых скоплениях звезд, где в небольшом (по небесным меркам) объеме сосредоточены сотни тысяч звезд. Поскольку для планет на низких орбитах вероятность такого расположения плоскости кеплеровской орбиты, при котором будут наблюдать ся регулярные транзиты, составляет более 6%, перспективы поиска кажутся заманчивыми. В 2000 году группа Р. Джиллиланда предприняла поиск транзитов у звезд в шаровом звездном скоплении 47 Tuc, используя орбитальный телескоп им. Хаббла. Скопление 47 Tuc относится к близким (расстояние 4 кпк), компактным и удобно расположенным объектам. Исследованиями были охвачены 34 тысячи звезд главной последовательности, до 24 звездной величины. По предварительной оценке, предполагалось найти 17 объектов с транзитами, но ни одного обнаружить не удалось.
Поиск транзитов в том же скоплении 47 Tuc повторили в 2002 году при помощи телескопа Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались в основном солнцеподобные звезды в пределах от 17 до 18,5 звездной величины (очень слабые). Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2,5 часа, вероятность их обнаружить оценивалась в 7%. Суммарное время наблюдений было в четыре раза больше, чем в первом случае. Исследованиями охватили около 36 тысяч звезд, ожидая найти 20 объектов с транзитами. Как ни странно, результат, в пределах ошибок, снова оказался отрицательным.
Технические причины отрицательного результата, по-видимому, исключены. Парадоксальное, но вполне возможное объяснение заключается в том, что таково свойство звезд в шаровых скоплениях: они могут не иметь планет. Причины могут быть разными, например взаимные гравитацион ные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. На более общую причину указал Дж. Гонзалес, который полагает, что ею может быть низкая "металличность" звезд скопления. Металличность звезд – содержание тяжелых элементов, повышенное или пониженное по сравнению с Солнцем. Статистически почти все звезды с планетными системами имеют повышенную металличность.
Поиск транзитов в том же скоплении 47 Tuc повторили в 2002 году при помощи телескопа Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались в основном солнцеподобные звезды в пределах от 17 до 18,5 звездной величины (очень слабые). Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2,5 часа, вероятность их обнаружить оценивалась в 7%. Суммарное время наблюдений было в четыре раза больше, чем в первом случае. Исследованиями охватили около 36 тысяч звезд, ожидая найти 20 объектов с транзитами. Как ни странно, результат, в пределах ошибок, снова оказался отрицательным.
Технические причины отрицательного результата, по-видимому, исключены. Парадоксальное, но вполне возможное объяснение заключается в том, что таково свойство звезд в шаровых скоплениях: они могут не иметь планет. Причины могут быть разными, например взаимные гравитацион ные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. На более общую причину указал Дж. Гонзалес, который полагает, что ею может быть низкая "металличность" звезд скопления. Металличность звезд – содержание тяжелых элементов, повышенное или пониженное по сравнению с Солнцем. Статистически почти все звезды с планетными системами имеют повышенную металличность.
"КОРИЧНЕВЫЕ", ИЛИ ИНФРАКРАСНЫЕ, КАРЛИКИ
Экзопланеты с очень большой массой, около десяти масс Юпитера (например, HD 168443
b, HD 114762
b, HD 89744
b), вероятно, относятся к "коричневым", или инфракрасным, карликам. Поиск таких карликовых "несостоявшихся" звезд велся давно. Ш. Кумар, который предложил название "коричневые карлики", работал над их теорией с 1958 года. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода – это "мотор" всех нормальных звезд, включая Солнце. Но если масса формирующейся звезды составляет не более 4% солнечной, положение осложняется: возможна только термоядерная реакция "горения" дейтерия, а условия для "горения" водорода не выполняются; если же масса звезды очень мала, менее 0,013 массы Солнца (или менее 13 масс Юпитера), термоядерные реакции в ней вообще не возникают. Термоядерная реакция на основе дейтерия действует кратковременно и дает сравнительно мало энергии, поэтому установить наличие реакции у таких слабых объектов, как "коричневые карлики", трудно. (Следует добавить, что, если масса тела очень велика и достигает 63
M
ю, в нем может возникнуть термоядерная реакция на основе изотопов лития.)
Планетами такие тела назвать нельзя, но и звездами они не становятся, а постепенно сжимаются до размеров, меньших Юпитера, причем более массивные карлики имеют меньшие размеры. За счет сжатия долго поддерживается умеренно высокая температура поверхности, до 1300 К (в то время как у самых холодных звезд температура поверхности составляет не менее 2000 К). Продолжительность жизни инфракрасных карликов очень велика, не менее миллиарда лет. Впервые настоящий инфракрасный карлик был найден Д. Латамом и его коллегами в 1989 году у звезды HD 114762. Для него параметр Msin i= 11 M ю, а реальная масса может достигать нескольких десятков масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0,33). Такие тела могут находиться на "нормальных" экзопланетных орбитах. В 1998 году А. Бьюроуз исследовал вероятные физические характеристики таких объектов на примере другого инфракрасного карлика, Gliese 229 b, имеющего эффективную температуру около 950 К. Его период около 200 лет и Msin i= 40 M ю.
Благодаря особенностям спектра излучения "коричневый карлик" Gliese 229 bудалось сфотографировать в инфракрасных лучах. Инфракрасные карлики, по-видимому, и сами могут иметь планеты. На инфракрасном снимке системы "коричневого карлика" 2M1207 белый яркий объект – это сам "карлик", а красный – его планета, удаленная в десять раз дальше, чем Юпитер от Солнца, что и позволило сделать такой снимок (см. "Наука и жизнь" № 11 2006, фото 5).
Разными группами исследователей найдено около десятка тел с массами до 60 масс Юпитера. Парадокс, однако, в том, что их должно быть гораздо больше, и не только потому, что их легче обнаружить. Инфракрасными карликами обладают не более 1% исследованных звезд. Но их очень много в областях интенсивного звездообразования, например в широко известной туманности Ориона.
Вероятное внутреннее строение экзопланеты
HD
149026
b
в сравнении с Юпитером. Высокая средняя плотность (около 1 г/см
3) указывает на новый тип короткопериодических экзопланет.
Планетами такие тела назвать нельзя, но и звездами они не становятся, а постепенно сжимаются до размеров, меньших Юпитера, причем более массивные карлики имеют меньшие размеры. За счет сжатия долго поддерживается умеренно высокая температура поверхности, до 1300 К (в то время как у самых холодных звезд температура поверхности составляет не менее 2000 К). Продолжительность жизни инфракрасных карликов очень велика, не менее миллиарда лет. Впервые настоящий инфракрасный карлик был найден Д. Латамом и его коллегами в 1989 году у звезды HD 114762. Для него параметр Msin i= 11 M ю, а реальная масса может достигать нескольких десятков масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0,33). Такие тела могут находиться на "нормальных" экзопланетных орбитах. В 1998 году А. Бьюроуз исследовал вероятные физические характеристики таких объектов на примере другого инфракрасного карлика, Gliese 229 b, имеющего эффективную температуру около 950 К. Его период около 200 лет и Msin i= 40 M ю.
Благодаря особенностям спектра излучения "коричневый карлик" Gliese 229 bудалось сфотографировать в инфракрасных лучах. Инфракрасные карлики, по-видимому, и сами могут иметь планеты. На инфракрасном снимке системы "коричневого карлика" 2M1207 белый яркий объект – это сам "карлик", а красный – его планета, удаленная в десять раз дальше, чем Юпитер от Солнца, что и позволило сделать такой снимок (см. "Наука и жизнь" № 11 2006, фото 5).
Разными группами исследователей найдено около десятка тел с массами до 60 масс Юпитера. Парадокс, однако, в том, что их должно быть гораздо больше, и не только потому, что их легче обнаружить. Инфракрасными карликами обладают не более 1% исследованных звезд. Но их очень много в областях интенсивного звездообразования, например в широко известной туманности Ориона.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Горячие и холодные (высокоорбитальные) планеты-гиганты, несомненно, интересны, но что можно сказать о поисках планет типа Земли? К сожалению, почти ничего. Чувствительность МЛС позволяет уверенно находить внесолнечные планеты-гиганты, но до задачи обнаружить планету земного типа чувствительность метода не дотягивает примерно в 30 раз. В недалеком будущем появятся новые способы обнаружения внесолнечных планет с массой Земли, но пока их нет. Все же положение небезнадежно. Предполагается, что готовящиеся космические миссии KEPLER, COROT и GAIA смогут исследовать десятки тысяч звезд с фотометрической точностью до 0,00001 и обнаружить у них множество планетных объектов с транзитами. Согласно плану миссии, только аппарат KEPLER за четыре года работы сможет исследовать 100 тысяч звезд. Точность метода будет достаточной для обнаружения транзитов планетных тел даже с размерами Земли, в отношении которых существующие наземные технические средства пока бессильны. В этих проектах будут использованы и другие методы кроме МЛС.
Но пренебрегать МЛС не стоит. Пионеры открытия экзопланет, швейцарская группа исследователей, продолжают совершенствовать свой метод. Им удалось довести предельную чувствительность спектрографа HARPS до 1 м/с. С помощью 3,6-метрового телескопа Европейской южной обсервато рии в Чили совсем недавно, в 2006 году, у звезды HD 69830 обнаружена необычная система из трех планет с массами всего от 10 до 18 масс Земли (то есть каждая меньше массы Нептуна). Две планеты с периодами 8,37 и 31,6 суток находятся на низких орбитах, но орбита третьей планеты, с периодом 197 суток, подобна орбите Венеры. Так как звезда HD 69830 немного менее массивна, чем Солнце, можно говорить, что эта планета находится в зоне, почти пригодной для жизни (хотя планета с такой большой массой вряд ли годится для обитания). Звезда HD 69830 находится на расстоянии менее 13 пк и видна невооруженным глазом.
В конце ХХ века с открытием экзопланет Солнечная система перестала быть единственной известной планетной системой. Уникальность Земли обсуждали с разных точек зрения: в IV веке до н. э. – философы Аристотель и Эпикур, в XVI веке – Коперник. Готовясь к практическим поискам, в 1938 году Р. Айткен писал, что обнаружение планет у других звезд методом лучевых скоростей находится за пределами возможного. Но через 56 лет эти пределы значительно раздвинулись.
Экзопланеты и экзопланетные системы разительно отличаются от нашей Солнечной системы, где нет ничего, похожего на 51Peg b, ?Boo bили 55Cnc b. В чем причина столь необычных свойств Солнечной системы? Не вникая в подробности, следует сказать о важной роли, которую играет в ней Юпитер. Орбитальные свойства всех планет Солнечной системы находятся в резонансных соотношениях. Существенным фактором в ее истории было образование Юпитера. Две волны метеоритной бомбардировки около четырех миллиардов лет назад сыграли в ней важную роль. В конечном счете возникло стабильное низкоэнтропийное состояние Солнечной системы, в котором Юпитер и другие гиганты, имеющие устойчивые орбиты, защищают внутренние планеты от ударов опасных небесных объектов, уменьшая эту опасность на много порядков. Существуют даже варианты "антропного принципа", утверждающие, что самим своим возникновением и развитием земная жизнь обязана Юпитеру.
Может быть, сам Юпитер, как главное и определяющее тело планетной системы, образовался в необычных условиях? Существует гипотеза, что в период формирования Солнечной системы с ней сближалась другая звезда, из-за чего система приобрела необычные свойства. Если учесть, что протопланетные газово-пылевые диски значительно различаются по массам, планетные системы, в свою очередь, могут представлять собой целый набор образований с резко различающимися свойствами. Несомненно, что существенную роль играет скорость потерь туманностью водорода в критический для формирования планет период. Концентрация газа и пыли в протопланетном диске, с одной стороны, и масса образующейся планеты, с другой, определяют их приливные взаимодействия и возможную миграцию планеты. Но если считать миграцию правилом, как объяснить стабильность орбит планет-гигантов Солнечной системы?
Эксцентриситеты орбит в Солнечной системе очень малы, у экзопланет (кроме "горячих юпитеров"), наоборот, – очень велики. Большой эксцентриситет рано или поздно приводит к катастрофическим пересечениям орбит. Массивное планетное тело как бы сканирует пространство, постепенно поглощая меньшие тела. В меньшем масштабе подобной процесс известен и в истории Солнечной системы. Один из крупнейших спутников планет, Тритон, за время эволюции своей орбиты не оставил вокруг Нептуна ни одного крупного тела. Ныне Тритон находится на круговой орбите с уникальным обратным по отношению к планете обращением. Точно так же миграция гигантов к звезде не оставляет места для планет, подобных земной группе; лишь системы, в которых гиганты возникли на низких орбитах, а не мигрировали, могут обладать подсистемами внутренних планет.
Все крупные планеты Солнечной системы имеют почти копланарные (расположенные практически в одной плоскости) стабильные орбиты с низким эксцентриситетом, исключающим их катастрофические сближения. Солнечная система – это система с низкой энтропией (высокой устойчивостью). Но именно высокоэнтропийные системы экзопланет, в которых выживают лишь самые массивные тела, могут оказаться нормой. Солнечная система могла быть совсем другой, чем та, в которой мы живем. Или, может быть, мы живем в ней именно потому, что она не похожа на другие?
Но пренебрегать МЛС не стоит. Пионеры открытия экзопланет, швейцарская группа исследователей, продолжают совершенствовать свой метод. Им удалось довести предельную чувствительность спектрографа HARPS до 1 м/с. С помощью 3,6-метрового телескопа Европейской южной обсервато рии в Чили совсем недавно, в 2006 году, у звезды HD 69830 обнаружена необычная система из трех планет с массами всего от 10 до 18 масс Земли (то есть каждая меньше массы Нептуна). Две планеты с периодами 8,37 и 31,6 суток находятся на низких орбитах, но орбита третьей планеты, с периодом 197 суток, подобна орбите Венеры. Так как звезда HD 69830 немного менее массивна, чем Солнце, можно говорить, что эта планета находится в зоне, почти пригодной для жизни (хотя планета с такой большой массой вряд ли годится для обитания). Звезда HD 69830 находится на расстоянии менее 13 пк и видна невооруженным глазом.
В конце ХХ века с открытием экзопланет Солнечная система перестала быть единственной известной планетной системой. Уникальность Земли обсуждали с разных точек зрения: в IV веке до н. э. – философы Аристотель и Эпикур, в XVI веке – Коперник. Готовясь к практическим поискам, в 1938 году Р. Айткен писал, что обнаружение планет у других звезд методом лучевых скоростей находится за пределами возможного. Но через 56 лет эти пределы значительно раздвинулись.
Экзопланеты и экзопланетные системы разительно отличаются от нашей Солнечной системы, где нет ничего, похожего на 51Peg b, ?Boo bили 55Cnc b. В чем причина столь необычных свойств Солнечной системы? Не вникая в подробности, следует сказать о важной роли, которую играет в ней Юпитер. Орбитальные свойства всех планет Солнечной системы находятся в резонансных соотношениях. Существенным фактором в ее истории было образование Юпитера. Две волны метеоритной бомбардировки около четырех миллиардов лет назад сыграли в ней важную роль. В конечном счете возникло стабильное низкоэнтропийное состояние Солнечной системы, в котором Юпитер и другие гиганты, имеющие устойчивые орбиты, защищают внутренние планеты от ударов опасных небесных объектов, уменьшая эту опасность на много порядков. Существуют даже варианты "антропного принципа", утверждающие, что самим своим возникновением и развитием земная жизнь обязана Юпитеру.
Может быть, сам Юпитер, как главное и определяющее тело планетной системы, образовался в необычных условиях? Существует гипотеза, что в период формирования Солнечной системы с ней сближалась другая звезда, из-за чего система приобрела необычные свойства. Если учесть, что протопланетные газово-пылевые диски значительно различаются по массам, планетные системы, в свою очередь, могут представлять собой целый набор образований с резко различающимися свойствами. Несомненно, что существенную роль играет скорость потерь туманностью водорода в критический для формирования планет период. Концентрация газа и пыли в протопланетном диске, с одной стороны, и масса образующейся планеты, с другой, определяют их приливные взаимодействия и возможную миграцию планеты. Но если считать миграцию правилом, как объяснить стабильность орбит планет-гигантов Солнечной системы?
Эксцентриситеты орбит в Солнечной системе очень малы, у экзопланет (кроме "горячих юпитеров"), наоборот, – очень велики. Большой эксцентриситет рано или поздно приводит к катастрофическим пересечениям орбит. Массивное планетное тело как бы сканирует пространство, постепенно поглощая меньшие тела. В меньшем масштабе подобной процесс известен и в истории Солнечной системы. Один из крупнейших спутников планет, Тритон, за время эволюции своей орбиты не оставил вокруг Нептуна ни одного крупного тела. Ныне Тритон находится на круговой орбите с уникальным обратным по отношению к планете обращением. Точно так же миграция гигантов к звезде не оставляет места для планет, подобных земной группе; лишь системы, в которых гиганты возникли на низких орбитах, а не мигрировали, могут обладать подсистемами внутренних планет.
Все крупные планеты Солнечной системы имеют почти копланарные (расположенные практически в одной плоскости) стабильные орбиты с низким эксцентриситетом, исключающим их катастрофические сближения. Солнечная система – это система с низкой энтропией (высокой устойчивостью). Но именно высокоэнтропийные системы экзопланет, в которых выживают лишь самые массивные тела, могут оказаться нормой. Солнечная система могла быть совсем другой, чем та, в которой мы живем. Или, может быть, мы живем в ней именно потому, что она не похожа на другие?
ПОДРОБНОСТИ ДЛЯ ЛЮБОЗНАТЕЛЬНЫХ
Спектральные классы звезд
В астрономии звезды делят на классы. Основных классов 7, их обозначают латинскими буквами в таком порядке: O, B, A, F, G, K, M. Давно, когда эта классификация создавалась, астрономы думали, что она отражает жизненный путь звезды: очень горячие большие голубые звезды классов O и A, с температурой до 100 000 К, по мере расходования запасов энергии и остывания становятся слабыми маленькими красными карликами M, температура которых едва дотягивает до 2000 К. Но все оказалось гораздо сложнее. Что же касается классификации, она основывается на различиях в спектрах звезд, которые сами зависят от температуры звезды. Звезды классов O-B голубые, A-F – белые, G – желтые, K – оранжевые, M – красные. Классы делят еще на подклассы. Наше Солнце относится к классу G2 и считается, как это ни обидно, карликовой желтой звездой (его размер около 1,4 млн км).
Парсек
Парсек(пк,
pc) – расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек диаметра земной орбиты изменяет свое видимое положение (параллакс) на 1 угловую секунду. Или, что то же самое, расстояние, с которого земная орбита видна под углом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года = 30,857
.
10
12км.
Законы Кеплера
Три закона, описывающие невозмущенное движение планет. Сформулированы немецким астрономом И. Кеплером в начале XVII века.
1-й закон.
Орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Кометы и космические аппараты могут двигаться по гиперболам и параболам, в фокусе которых находится центр притяжения.
2-й закон.
Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади, то есть скорость планеты возрастает при ее приближении к Солнцу (максимальна в перигелии) и убывает при удалении (минимальна в афелии).
3-й закон.
При движении двух планет по эллиптическим орбитам вокруг Солнца квадраты их обращения относятся как кубы больших полуосей их орбит. Формулировка подразумевает, что масса планет пренебрежимо мала по сравнению с массой Солнца.
Галилеевы спутники
Четыре самых крупных спутника Юпитера – Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, открытые в 1610 году итальянским физиком и астрономом Галилео Галилеем при помощи сконструированного им телескопа. По своим характеристикам они ненамного отличаются от Луны (масса Луны
М= 7,350
.10
22кг, радиус
R= 1732,2 км):
Закон излучения Планка
Закон распределения энергии в спектре равновесного излучения при определенной температуре
Т(см. рис. на стр. 5). Был получен немецким физиком М. Планком в 1900 году на основе гипотезы о том, что излучение энергии происходит порциями – квантами.
Немецкий физик В. Вин вывел первый закон распределения энергии излучения в 1893 году, но с его помощью смог описать только спектр высоких частот (малых длин волн). английские физики Дж. У. Рэлей в 1900 году и Дж. Джинс в 1905-м независимо друг от друга получили закон для низкочастотной части спектра, но в области высоких частот он предсказывал возрастание энергии излучения до чрезвычайно больших значений в далекой ультрафиолетовой области, что не соответствовало результатам опытов. Планк, введя понятие квантов, сумел соединить эти законы, получив точную формулу закона. Теоретический вывод закона излучения Планка сделал А. Эйнштейн в 1916 году.
Немецкий физик В. Вин вывел первый закон распределения энергии излучения в 1893 году, но с его помощью смог описать только спектр высоких частот (малых длин волн). английские физики Дж. У. Рэлей в 1900 году и Дж. Джинс в 1905-м независимо друг от друга получили закон для низкочастотной части спектра, но в области высоких частот он предсказывал возрастание энергии излучения до чрезвычайно больших значений в далекой ультрафиолетовой области, что не соответствовало результатам опытов. Планк, введя понятие квантов, сумел соединить эти законы, получив точную формулу закона. Теоретический вывод закона излучения Планка сделал А. Эйнштейн в 1916 году.
Орбитальные резонансы, или соизмеримости
Отношения целых чисел, например
3/
2,
7/
3и т. д., которыми выражаются отношения периодичности стабильных орбит планет, обращающихся вокруг Солнца. Объясняется их происхождение тем, что гравитационное взаимодействие как бы выталкивает планеты с орбит, не подчиняющихся этим соотношениям.
***
Наука и жизнь, №№ 11,12, 2006 – nkj.ru
Наука и жизнь, №№ 11,12, 2006 – nkj.ru