Планеты с несколькими солнцами
Оригинал взят у za_neptunie в Планеты с несколькими солнцами
Кадр из художественного фильма ‘’Кромешная тьма’’ (анг. ''Pitch Black’'') 2000 года. Источник
В 1980 году известный советский астроном Иосиф Шкловский писал в пятом издание своей книги ''Вселенная, жизнь и разум’’:
''Другими словами, если учитывать достаточно малые значения отношения M2/M1, то получится, что практически все звезды солнечного типа, либо кратные, либо окружены семьей планет. Если условно положить, что наибольшая масса планеты равна 10-3 масс Солнца (Юпитер!), то получится, что ~ 10 % всех звезд типа Солнца имеют планетные системы. По нашему мнению, несмотря на сравнительную бедность использовавшегося статистического материала, исследования Абта и Леви являются лучшим из всех существующих обоснованием множественности планетных систем для звезд солнечного типа.''
Иными словами в те времена считалось, что система может состоять либо из нескольких звезд, либо из одной звезды с планетами. Современные исследования показали, что это предположение ошибочно - в системах из нескольких звезд тоже могут быть планеты. Поэтому в этой части я кратко опишу открытия в этой области.
Существуют два типа таких планетных систем. Первый тип, это когда планеты вращаются вокруг каждой звезды системы. Для наглядности это можно продемонстрировать на следующей схеме:
Буквой P обозначена планета, буквами A и B отдельные звезды звездной двойной. Источник.
Пример такой системы приведен в самом начале, как кадр из фантастического фильма. В нем показана планета (где разворачиваются драматические события с несравненным Вин Дизелем), которая находится в тройной системе звезд, включающей в себя еще и тесную пару звезд. Периодически на планете происходят продолжительные затмения, вызванные планетами-гигантами с кольцами, обращающимися на орбитах с меньшим и большим периодом обращения, чем у обитаемой планеты, где происходят главные события в фильме.
Схема планетной системы из мира Риддика.
Уже первые открытия экзопланет показали широкое распространение таких систем. Наиболее примечательной из них стала планетная система у звезды Гамма Цефея, заподозренная еще в 1988 года. Последнее исследование от 2011 года дает следующие параметры системы (в скобках погрешности):
Период планетной системы 903.3(1.5) суток. Эксцентриситет орбиты 0.049(0.034). Минимальная возможная масса (из метода лучевых скоростей) 1.85(0.16) масс Юпитера. Максимальная возможная масса (из астрометрии Гиппарха) 28 масс Юпитера. Большая полуось орбиты 2.05(0.06) астрономических единиц.
Период обращения звездной двойной 67(1.4) лет, эксцентриситет 0.41, масса главной звезды (вокруг которой найдена планета) 1.4(0.12) массы Солнца, масса второй звезды 0.41(0.02) массы Солнца.
Схематично компактность этой системы можно изобразить на следующей схеме (масштаб сохранен):
Схема известных компаньонов в системе Гамма Цефея. Взято отсюда.
Наряду с очень низким эксцентриситетом планетной орбиты по сравнению с орбитой второй звезды, многие обращают внимание на похожесть этой системы на ближайшую к нам звездную двойную - Альфу Центавра (в которой также недавно найден планетный кандидат). У Альфы Центавра параметры двойной составляют: большая полуось 23.4 астрономических единиц, эксцентриситет орбит 0.52, период обращения 79.4 года, массы звезд в 1.1 и 0.93 масс Солнца.
Если говорить в общем, в настоящее время обнаружено около полусотни таких систем, преимущественно методом лучевых скоростей. Из-за того, что спектрографам сложно измерять лучевые скорости звезд по отдельности у звездных двойных (обычно таким методом ищут планеты у звезд с разделением больше 2 угловых секунд), преимущественно открыты планетные системы в широких двойных с расстоянием между звездами в сотни и тысяч астрономических единиц.
Кроме метода лучевых скоростей, в последнее время становиться эффективным поиски транзитов таких планет. К примеру, телескопу Кеплер удалось найти первые планетные системы, у которых вокруг каждой звезды в двойной звездной системы обращаются планеты. У звезды KOI-284 (или Кеплер-132) было обнаружено три транзитных планеты с периодами: 6.18, 6.42 и 18.0 дней. Теоретические расчеты показали, что такая система планет не может быть устойчивой, если все три планеты обращаются вокруг одной звезды. Детальное фотографирование этой звезды разрешило загадку:
Снимок KOI-284 24 июня 2010 года. Источник.
Измеренное угловое расстояние между звездами составляет 0.9’’ угловых секунд, что соответствует расстоянию между ними в 450 астрономических единиц. Кроме того спектры отдельных звезд показали, что звезды имеют очень близкие лучевые скорости, что является дополнительным доказательством их физической связи. Пока астрономам не удалось установить вокруг какой именно звезды обращаются две транзитные планеты с периодами около 6 и 18 дней, а вокруг какой только одна планета с периодом около 6 дней. Второй такой подобной системой является Кеплер-296 (KOI-1422). В ней найдено 5 транзитных планет и аналогично теоретические расчеты говорят, что эта система не может быть устойчивой.
Теперь перейдем ко второму типу планетных систем у двойных звезд. Он состоит из планет, которые обращаются сразу вокруг нескольких звезд. Схематично его можно изобразить так:
Буквой P обозначена планета, буквами A и B обозначены отдельные звезды звездной двойной. Источник.
Исторически первые такие системы были открыты у затменных двойных (системы в которых звезды затмевают друг друга по отношению к земному наблюдателю). Наблюдая такие системы много десятков лет можно с высокой точностью измерять периодичность этих затмений. Если в системе обращается еще и внешняя планета или планеты, то ее гравитация будет вызывать возмущения на периодичность звездных затмений. Первая такая система была опубликована в 2008 году у звезды HW Девы. Вокруг этой тесной системы, состоящей из красного карлика и белого субкарлика (затмевающих друг друга с периодом всего лишь 3 часа) были обнаружены свидетельства еще двух планет. Их вычисленные периоды обращения составили 9 и 16 лет, а массы 8 и 19 масс Юпитера.
Художественное изображение системы HW Девы. Источник.
Затем позже было опубликовано еще несколько подобных систем. Метод тайминга затмений звездных двойных имеет низкую чувствительность и обнаруживает системы из массивных планет с большими периодами обращения. К счастью, в последние годы космическому телескопу Кеплер удалось открыть несколько более компактных систем подобного типа. Благодаря высокой точности измерения яркости звезд и большой продолжительности непрерывных наблюдений ему удалось открыть несколько систем, в которых происходят затмения (по отношению к земному наблюдателю) вызванные одновременно, и звездами, и планетами.
Системы, состоящие из транзитных звезд и планет, найденные телескопом Кеплер. В таблице, приведены периоды и эксцентриситеты звездных и планетных орбит. Последний столбец означает отношение периодов обращения планетной орбиты к зоне нестабильности, в которой планеты не могут иметь устойчивые орбиты. Размеры планет в этих системах составляют несколько радиусов планеты Земля. Источник.
Как следует из таблицы, даже большой эксцентриситет звездной орбиты (как у Кеплер-34) не гарантирует такой же у близкой планетной орбиты в системе (планетная орбита имеет почти круговую орбиту). Отношение периодов обращения планет и звезд доходит даже всего лишь до 1 к 6 или 1 к 7 (Кеплер-35 и Кеплер-413).
Предварительное изучение этих находок позволяет оценить, что встречаемость планет (размером больше 6 радиусов Земли и с периодом обращения до 300 суток) у подобных тесных звезд составляет 4%-28% в случае компланарных орбит (орбиты планет и звезд близки к одной плоскости). Если же орбиты расположены хаотично, то встречаемость может даже достигать 47%. В любом из сценариев эти предварительные оценки превышают оценки встречаемости для подобных планет у одиночных звезд.
В заключение остается отметить, что последние исследования все больше доказывают, что образование планет, в системах из нескольких звезд, происходит не менее эффективно, чем у одиночных звезд. В пользу этого также говорит обнаружение непосредственно протопланетных дисков у двойных звезд.
Изображение пылевых дисков, обращающихся вокруг каждой звезды молодой звездной системы SR24. Слева изображение телескопа Субару, справа теоретическая интерпретация наблюдений. Источник.
Кадр из художественного фильма ‘’Кромешная тьма’’ (анг. ''Pitch Black’'') 2000 года. Источник
В 1980 году известный советский астроном Иосиф Шкловский писал в пятом издание своей книги ''Вселенная, жизнь и разум’’:
''Другими словами, если учитывать достаточно малые значения отношения M2/M1, то получится, что практически все звезды солнечного типа, либо кратные, либо окружены семьей планет. Если условно положить, что наибольшая масса планеты равна 10-3 масс Солнца (Юпитер!), то получится, что ~ 10 % всех звезд типа Солнца имеют планетные системы. По нашему мнению, несмотря на сравнительную бедность использовавшегося статистического материала, исследования Абта и Леви являются лучшим из всех существующих обоснованием множественности планетных систем для звезд солнечного типа.''
Иными словами в те времена считалось, что система может состоять либо из нескольких звезд, либо из одной звезды с планетами. Современные исследования показали, что это предположение ошибочно - в системах из нескольких звезд тоже могут быть планеты. Поэтому в этой части я кратко опишу открытия в этой области.
Существуют два типа таких планетных систем. Первый тип, это когда планеты вращаются вокруг каждой звезды системы. Для наглядности это можно продемонстрировать на следующей схеме:
Буквой P обозначена планета, буквами A и B отдельные звезды звездной двойной. Источник.
Пример такой системы приведен в самом начале, как кадр из фантастического фильма. В нем показана планета (где разворачиваются драматические события с несравненным Вин Дизелем), которая находится в тройной системе звезд, включающей в себя еще и тесную пару звезд. Периодически на планете происходят продолжительные затмения, вызванные планетами-гигантами с кольцами, обращающимися на орбитах с меньшим и большим периодом обращения, чем у обитаемой планеты, где происходят главные события в фильме.
Схема планетной системы из мира Риддика.
Уже первые открытия экзопланет показали широкое распространение таких систем. Наиболее примечательной из них стала планетная система у звезды Гамма Цефея, заподозренная еще в 1988 года. Последнее исследование от 2011 года дает следующие параметры системы (в скобках погрешности):
Период планетной системы 903.3(1.5) суток. Эксцентриситет орбиты 0.049(0.034). Минимальная возможная масса (из метода лучевых скоростей) 1.85(0.16) масс Юпитера. Максимальная возможная масса (из астрометрии Гиппарха) 28 масс Юпитера. Большая полуось орбиты 2.05(0.06) астрономических единиц.
Период обращения звездной двойной 67(1.4) лет, эксцентриситет 0.41, масса главной звезды (вокруг которой найдена планета) 1.4(0.12) массы Солнца, масса второй звезды 0.41(0.02) массы Солнца.
Схематично компактность этой системы можно изобразить на следующей схеме (масштаб сохранен):
Схема известных компаньонов в системе Гамма Цефея. Взято отсюда.
Наряду с очень низким эксцентриситетом планетной орбиты по сравнению с орбитой второй звезды, многие обращают внимание на похожесть этой системы на ближайшую к нам звездную двойную - Альфу Центавра (в которой также недавно найден планетный кандидат). У Альфы Центавра параметры двойной составляют: большая полуось 23.4 астрономических единиц, эксцентриситет орбит 0.52, период обращения 79.4 года, массы звезд в 1.1 и 0.93 масс Солнца.
Если говорить в общем, в настоящее время обнаружено около полусотни таких систем, преимущественно методом лучевых скоростей. Из-за того, что спектрографам сложно измерять лучевые скорости звезд по отдельности у звездных двойных (обычно таким методом ищут планеты у звезд с разделением больше 2 угловых секунд), преимущественно открыты планетные системы в широких двойных с расстоянием между звездами в сотни и тысяч астрономических единиц.
Кроме метода лучевых скоростей, в последнее время становиться эффективным поиски транзитов таких планет. К примеру, телескопу Кеплер удалось найти первые планетные системы, у которых вокруг каждой звезды в двойной звездной системы обращаются планеты. У звезды KOI-284 (или Кеплер-132) было обнаружено три транзитных планеты с периодами: 6.18, 6.42 и 18.0 дней. Теоретические расчеты показали, что такая система планет не может быть устойчивой, если все три планеты обращаются вокруг одной звезды. Детальное фотографирование этой звезды разрешило загадку:
Снимок KOI-284 24 июня 2010 года. Источник.
Измеренное угловое расстояние между звездами составляет 0.9’’ угловых секунд, что соответствует расстоянию между ними в 450 астрономических единиц. Кроме того спектры отдельных звезд показали, что звезды имеют очень близкие лучевые скорости, что является дополнительным доказательством их физической связи. Пока астрономам не удалось установить вокруг какой именно звезды обращаются две транзитные планеты с периодами около 6 и 18 дней, а вокруг какой только одна планета с периодом около 6 дней. Второй такой подобной системой является Кеплер-296 (KOI-1422). В ней найдено 5 транзитных планет и аналогично теоретические расчеты говорят, что эта система не может быть устойчивой.
Теперь перейдем ко второму типу планетных систем у двойных звезд. Он состоит из планет, которые обращаются сразу вокруг нескольких звезд. Схематично его можно изобразить так:
Буквой P обозначена планета, буквами A и B обозначены отдельные звезды звездной двойной. Источник.
Исторически первые такие системы были открыты у затменных двойных (системы в которых звезды затмевают друг друга по отношению к земному наблюдателю). Наблюдая такие системы много десятков лет можно с высокой точностью измерять периодичность этих затмений. Если в системе обращается еще и внешняя планета или планеты, то ее гравитация будет вызывать возмущения на периодичность звездных затмений. Первая такая система была опубликована в 2008 году у звезды HW Девы. Вокруг этой тесной системы, состоящей из красного карлика и белого субкарлика (затмевающих друг друга с периодом всего лишь 3 часа) были обнаружены свидетельства еще двух планет. Их вычисленные периоды обращения составили 9 и 16 лет, а массы 8 и 19 масс Юпитера.
Художественное изображение системы HW Девы. Источник.
Затем позже было опубликовано еще несколько подобных систем. Метод тайминга затмений звездных двойных имеет низкую чувствительность и обнаруживает системы из массивных планет с большими периодами обращения. К счастью, в последние годы космическому телескопу Кеплер удалось открыть несколько более компактных систем подобного типа. Благодаря высокой точности измерения яркости звезд и большой продолжительности непрерывных наблюдений ему удалось открыть несколько систем, в которых происходят затмения (по отношению к земному наблюдателю) вызванные одновременно, и звездами, и планетами.
Системы, состоящие из транзитных звезд и планет, найденные телескопом Кеплер. В таблице, приведены периоды и эксцентриситеты звездных и планетных орбит. Последний столбец означает отношение периодов обращения планетной орбиты к зоне нестабильности, в которой планеты не могут иметь устойчивые орбиты. Размеры планет в этих системах составляют несколько радиусов планеты Земля. Источник.
Как следует из таблицы, даже большой эксцентриситет звездной орбиты (как у Кеплер-34) не гарантирует такой же у близкой планетной орбиты в системе (планетная орбита имеет почти круговую орбиту). Отношение периодов обращения планет и звезд доходит даже всего лишь до 1 к 6 или 1 к 7 (Кеплер-35 и Кеплер-413).
Предварительное изучение этих находок позволяет оценить, что встречаемость планет (размером больше 6 радиусов Земли и с периодом обращения до 300 суток) у подобных тесных звезд составляет 4%-28% в случае компланарных орбит (орбиты планет и звезд близки к одной плоскости). Если же орбиты расположены хаотично, то встречаемость может даже достигать 47%. В любом из сценариев эти предварительные оценки превышают оценки встречаемости для подобных планет у одиночных звезд.
В заключение остается отметить, что последние исследования все больше доказывают, что образование планет, в системах из нескольких звезд, происходит не менее эффективно, чем у одиночных звезд. В пользу этого также говорит обнаружение непосредственно протопланетных дисков у двойных звезд.
Изображение пылевых дисков, обращающихся вокруг каждой звезды молодой звездной системы SR24. Слева изображение телескопа Субару, справа теоретическая интерпретация наблюдений. Источник.