Massen af ​​den varme jordlignende planet Kepler-78b er bestemt • Ivan Lavrenov • Videnskabsnyheder om "Elements" • Astronomi

Massen af ​​den varme jordlignende planet Kepler-78b bestemmes.

Fig. 1. Skematisk repræsentation af påvirkning af stjernesteder på absorptionslinjen i spektret af en stjerne. vandret – bølgelængde (stigninger fra venstre mod højre) og den tilsvarende bevægelseshastighed for materialet på overfladen, lodret – lysintensitet af en given bølgelængde I strålingen af ​​hver del af overfladen er der kun en snæver absorptionslinie forskudt af en bølgelængde svarende til v* syndjeg. Når et sted vises på dette område, svækker lyset af alle bølgelængder fra dette område, men det lys, der allerede er svækket af absorptionslinjen svækker mindre. Således svarer hvert punkt til en stigning i den observerede afhængighed af intensiteten på bølgelængden, som fremgår af den korte bølgekant af linjen og skifter til langbølgelængden under rotation. Hvis du forsøger at beskrive linjen med sin sædvanlige profil, så synes det tværtimod, at det hele skifter først til det røde og derefter til den blå side. Billede fra star-www.st-and.ac.uk

For første gang bestemmes parametrene for en planet tæt nok i jordens egenskaber. Radien af ​​planeten Kepler-78b er 1,17 gange Jordens og vægten er 1,7 gange større end Jordens.Jordens densitet er den samme som Jordens (omkring 5,5 g / cm3), angiver en sammensætning, der ligner jordens jord: Kepler-78b er ca. to tredjedele bestående af silicat klipper og en tredjedel fremstillet af jern. På samme tid er der en væsentlig forskel: planeten er hundrede gange tættere på sin stjerne end jorden til solen og opvarmes til en temperatur over 2000 ° C.

Forskellige nye verdener

For tyve år siden troede ingen undtagen science fiction forfattere at der var verdener omkring andre stjerner. Men med fremkomsten af ​​metoder til deres påvisning er der kommet resultater, og nu er søgning og udforskning af planeter uden for solsystemet skridt og grænser. Antallet af exoplaneter, hvis eksistens er blevet bekræftet, har allerede overskredet et tusinde (de seneste data på deres nummer findes i Exoplanet.eu exoplanets katalog).

Ingen mistænkte for, hvordan forskellige planeters systemer af andre stjerner ville være forskellige. De skulle ligne vores solsystem: stenige verdener tættere på stjernen, gasgiganter – yderligere. Faktisk ligner de fleste af de åbne planeter ikke noget. De fleste af dem er større end solens solstrålings største stenige planet – Jorden, men mindre end de mindste gasplaneter – Uranus og Neptunus.Derudover roterer de fleste af deres stjerner tæt på deres stjerner, og der er også gasplaneter, som tidligere syntes at være utænkelige. Nu står forskere over for opgaven: At skabe en teori, hvor alle de eksoplaneter, der findes, passer ind og forstå, hvordan de nye systemer og planeter er underlagt lovgivningen under hensyntagen til al denne mangfoldighed.

Earth analog søgning

Selvfølgelig forbliver den vigtige opgave med eksoplanetologi søgen efter planeter, der ligner jorden: De har samme størrelse, samme sammensætning og værende i den såkaldte beboelige zone, det er sådan, at der er flydende vand på deres overflade, så langt væk fra sin stjerne. Man mente, at sådanne planeter skulle søges blandt "superjordenne", det vil sige planeter med en masse på 2-10 jordiske.

Nu til afsløring og undersøgelse af planeter i andre stjerner anvendes to hovedmetoder. Transitmetoden gør det muligt for pladen at blive detekteret ved et lille fald i lysstyrken af ​​sin stjerne, når (og hvis) planeten passerer mellem stjernen og observatøren. Ifølge graden af ​​fald i lysstyrke ved at kende stjernens radius kan man beregne planetens radius. Takket være Kepler-teleskopet var det muligt at opdage tusindvis af nye kandidater til planeten, hvoraf mange har en radius på 2-3 gange større end jordens (til sammenligning er Neptuns radius ca. 4 terrestrisk).

Den radiale hastighedsmetode giver os mulighed for at bestemme planetens masse som følger. Stjernen og planeten tiltrækker hinanden, og selv om planetens tiltrækning er mange gange svagere, viser det sig, at stjernen roterer omkring centrum af massen af ​​systemet, lejlighedsvis nærmer os os og flytter væk. I dette tilfælde skifter absorptionslinierne i sit spektrum til den blå region og derefter til den røde. Størrelsen af ​​dette skift er proportional med to mængder: forholdet mellem masserne af planeten og stjernen samt planetens kredsløbshastighed, som igen er omvendt proportional med roden fra afstanden fra planeten til stjernen. Med andre ord jo længere og lettere planeten, jo mindre svingninger i radial hastighed.

Hvis planetens størrelse (fra observation af transitter) og masse (bestemt ved den radiale hastighedsmetode) er kendt, så er det muligt at beregne tætheden af ​​planeten og derfor finde ud af om det er sten eller gas.

Studiet af planeterne, som det var muligt at bestemme samtidig massen og radiusen, viste en enorm spredning af parametre og den perfekte ulighed for de fleste af dem til Jorden. Blandt planeterne med en masse på op til 10 terrestriske er der også planeter-oceaner, titusinder af massens masse er vand; mini neptunes,der består af vand næsten fuldstændigt og desuden har en tæt atmosfære af hydrogen og helium, hvilket øger deres tilsyneladende radius; og selv miniaturegasplaneter som Kepler-11f med en masse på kun 2,3 terrestrisk. Tætheden af ​​sidstnævnte er næsten halvdelen af ​​densiteten af ​​vand, og det betyder, at gasformigt hydrogen og helium udgør en betydelig del af dens samlede masse.

Da selv planeter med en masse af kun få jordbaserede landskaber viser sig at være gas eller næsten helt akvatiske, så kan planeter af omtrent samme størrelse ligne jord? Blandt de planeter, der er opdaget af Kepler-teleskopet, er lovende genstande. Så planeterne Kepler-62e, Kepler-62f har henholdsvis radier på henholdsvis 1,6 og 1,4 terrestriske, og begge vender sig om i deres beboelige zone. Men de er for små og langt at blive undersøgt af den radiale hastighedsmetode, og deres masse forbliver ukendt i lang tid. Faktum er, at amplitudeen af ​​den radiale hastighedsvariation af en stjerne forbundet med de jordlignende planeter beliggende i den beboelige zone er ca. 0,1 m / s, hvilket er langt under følsomhedsgrænsen for eksisterende instrumenter (selv om det skulle falde ind i arbejdsområdet for næste generations instrumenter, såsom ESPRESSO – Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet og stabile spektroskopiske observationer).

Hvad skal være planeten, så dens masse stadig kan bestemmes? I dette problem kom et meget usædvanligt objekt til forskerne – Kepler-78b. Denne planet har en radius på kun 1,17 gange Jordens radius, men roterer hundrede gange tættere på sin stjerne (et af dets "år" svarer til 8,5 jordtimer). Tidligere antog forskerne ikke, at planeterne kunne eksistere så tæt på deres stjerne. Den efterfølgende analyse tillod dog at udelukke alle alternative muligheder (som det faktum, at det eclipsing variable stjernepar stjerner, der ligger bag stjernen under undersøgelse, men meget tæt på det i himlen, tilføjer dets lys en variabel komponent svarende til planetens transitter ved selve stjernen). Kepler-78b er virkelig en planet, hvis størrelse er lidt større end jorden. Samtidig er radiusen af ​​dets kredsløb kun 1,7 gange større end radiusen for moderstjernen Kepler-78, hvorfor de forventede variationer i stjernens radiale hastighed er tiere gange større end for en lignende planet i beboelseszonen. Og det kan allerede løses med moderne enheder.

Begrænsninger af den radiale hastighedsmetode

Her er det værd at fortælle om kompleksiteten af ​​den radiale hastighedsmetode. På trods af al den perfektion af moderne instrumenter og metoder til at analysere de resulterende afhængigheder af den radiale hastighed til tiden,deres nøjagtighed overstiger ikke flere meter pr. sekund (dette svarer til et skift af bølgelængden af ​​linjer i spektret med et hundrede milliontedel fra selve bølgelængden!). Dette er uundgåeligt, da der er mange vanskeligheder og faktorer, der konkurrerer med fluktuationerne i stjernens radiale hastighed forårsaget af planeten og komplicerer søgningen efter et signal. Om dem og fortælle mere detaljeret.

For det første er linjerne i sit spektrum på grund af stjernens rotation bredere, og det er nødvendigt at spore skiftet af linjerne, meget mindre end deres bredde. Dette skyldes dette. I den ene ende nærmer stjernens anliggende os, i den anden ende fjernes den, og i midten bevæger den sig sidelæns, men ikke mod observatøren. Alle disse bevægelser bidrager til placeringen af ​​hver linje i spektret, og derfor har alle linjer en bredde af rækkefølgen af v/c (i forhold til deres bølgelængde), hvor v karakteriserer fremskrivningen af ​​den lineære hastighed af bevægelse af materiale på en stjernes overflade, når den roterer på synsvisen (flere kilometer pr. sekund) og med – lysets hastighed Det er nødvendigt at registrere et skift på tusind gange mindre end bredden af ​​linjerne selv! Heldigvis gør metoderne til matematisk behandling og sammenligning med referencespektret fra en stationær kilde placeret direkte i spektrografen det muligt at bemærke og måle selv sådanne skift. Men andre faktorer bidrager til fejlen.

Pletterne på stjernens disk roterer med den, og når pletten kommer frem på stjernens kant, som bevæger sig i vores retning, når den roterer, svækkes den del af lyset, der kommer fra denne kant. Dette medfører karakteristiske ændringer i absorptionslinjens profil (figur 1), som når man forsøger at måle linjens position, ser ud som om hele stjernen er flyttet væk fra os (eller til os, hvis stedet viste sig at ligge på den modsatte kant af stjernen). Den tilsvarende amplitude af den totale radiale hastighed er af størrelsesordenen 10 m / s, selvom stjernen i virkeligheden ikke bevæger sig overalt.

Stellær granulering forårsaget af plasmakonvektion bidrager også til oscillationer med radial hastighed. Stigende gas flyder over varme fra stjernens dybde til den synlige overflade, hvor de køler ned, fremhæver deres energi i rummet og synker tilbage, blandemateriale i den konvektive zone. Disse strømme danner konvektionskolonner, og granulerne, de synlige hjørner af sådanne individuelle søjler, danner en granulær struktur kaldet granulering. På grund af observationens geometri bevæger gas i stigende strømme (i midten af ​​hvert granulat) mod observatøren, og i nedadgående strømme (ved grænserne mellem granulerne) – tværtimod fra observatøren.På forskellige tidspunkter er der et forskelligt antal stigende strømme på stjernens disk, og dette forårsager forskydninger i spektret (i den blå region, hvis der er mere i det røde, hvis der er færre) med tidsintervaller, der er sammenlignelige med granulens levetid. For Solen og lignende stjerner (og disse er flertallet i Kepler-prøven) er denne tid flere timer, og den øges med faldende tyngdekraft på stjernens overflade: de røde giganter har længere pellets, og de røde dværge har lidt mindre.

Hertil kommer, at hele stjernen oscillerer som helhed (dette fænomen udforsker astrorosismologi), og disse vibrationer afspejles også i spektret, da de svarer til bevægelsen af ​​stjernens synlige overflade. Alle disse processer har en amplitude af størrelsesordenen flere meter per sekund og er overlejret på oscillationerne af radial hastighed forårsaget af hele stjernens bevægelse som helhed under påvirkning af planetens tiltrækning.

Når man studerer fjerntliggende stjerner, der er 1-2 tusinde lysår fjernt og derfor meget svagt (det er stjernerne der mest af alt observeres af Kepler-teleskopet), opstår der en anden vanskelighed. Lys fra en stjerne går ind i detektoren i portioner, i form af quanta, og ved lav lysstyrke kan deres antal være utilstrækkeligt,specielt til højopløsnings spektroskopi, som ligger til grund for den radiale hastighedsmetode. Funktionsprincippet for spektrografen er baseret på dekomponering af parallelle stråler i en "regnbue", der sendes til en detektor, der ligner en kameramatrix (men meget mere følsom). Forskellen i bølgelængder indfaldende på detektorens naboelementer i HARPS-N spektrografen er 0.000145 nm, hvilket betyder at for lys fra det synlige område med en bølgelængde af størrelsesordenen hundrede nanometer er der hundredtusindvis af pixels, der hver især skal have nok fotoner. Ved stjernens lave lysstyrke bliver profilens profil ikke glat, men brudt, hvilket nedbryder nøjagtigheden af ​​at bestemme dens position ved hjælp af matematiske metoder (det kaldes skudstøj).

Derudover spiller andre faktorer en rolle. Således afhænger den radiale hastighed af stjernens bevægelse i forhold til observatøren, og denne hastighed indbefatter også jordens kredsløbshastighed omkring solen (30 km / s), jordens rotation omkring sin akse (hundrede meter / s) og endog forstyrrelsen af ​​kredsløbets bevægelse ved månen og Andre organer i solsystemet (meter per sekund og mindre).

For at adskille alle disse svingninger af signaler fra hinanden, kommer en meget kraftfuld metode til undsætning, som er baseret på Fourier-transformen.Denne transformation afslører periodiske afhængigheder i signalet, idet selve signalet (det vil sige afhængigheden af ​​spektrallinjens afhængighed afhængigt af tiden) indgår i afhængigheden af ​​dens amplitude i perioden for hver specifik komponent, og alle processer, der bidrager til dette signal, vises på afhængighedskurven som toppe – for sin periode (de såkaldte periodogrammer, figur 2).

Fig. 2. Eksempler på periodogrammer. op – Periodogram af ændringer i lysstyrken af ​​stjernen Kepler-78 ifølge Kepler-teleskopet. Peak venstre svarer til planetens transit, og pigge til højre – passage af pletter på stjernens disk. I midten – "rå" periodogram af ændringen i den radiale hastighed af stjernen Kepler-78, ifølge HARPS-N. Ned nedenfor – Periodogram efter udelukkelse af alle andre signaler undtagen planeten og parasitiske toppe. Vær opmærksom på, at støj og falske toppe er ret stærke, og kun kendskab til nutidens omløbsperiode tillod os at identificere den tilsvarende planettop på 0,355 dage. Hvis planeten ville være lettere, ville toppen være mindre. Det ses tydeligt, hvor meget mindre støj og klarere toppe er på periodogrammet af transitter sammenlignet med radiale hastigheder. Transitmetoden er i øjeblikket meget mere følsom end den radiale hastighedsmetode, men den første giver kun en radius og den anden kun planetens masse.Billeder fra artiklen under diskussion af Francesco Pepe et al. i natur

Hastigheden af ​​Jordens kredsløbs bevægelse omkring Solen er tusindvis af gange større end svingningerne i en stjernes radiale hastighed, men dens afhængighed af tiden er netop kendt, ligesom andre faktorer relateret til solsystemet. Jordårets og jorddags varighed er kendt med en nøjagtighed bedre end op til milliarder fraktioner af et sekund, og hastighederne selv er op til hundrede millioner, hvilket gør det muligt at trække den nøjagtige værdi af disse "interferenser" fra det radiale hastighedssignal. Interferenser fra pletter på en stjerne har en periode, der er lig med eller et flertal af stjernens rotation omkring sin akse, og interferens fra astroseismiske svingninger genvinder med en karakteristisk periode svarende til perioden af ​​stjernens pulsering, og alle disse perioder kan genkendes ved at analysere stjernens spektrum. Den stærkeste af de toppe, der efterlades efter påvisning af baggrundsprocesser, svarer som regel til perioder af planeternes orbitalbevægelse (eller fraktionelle værdier fra dem, der opstår, hvis kredsløbene er stærkt langstrakte). Efter at have identificeret perioderne og intensiteterne i baggrundsprocesserne kan de tages i betragtning, hvilket betyder, at variationerne i stjernens radiale hastighed måles mere nøjagtigt.

Ved at sammenligne måledataene med modeldataene (der beskriver variationerne i stjernens radiale hastighed under planetens handling), er det muligt at bestemme den omtrentlige masse af planeten. En god tilnærmelse betragtes som en sådan masse, hvor modellen passer bedst til resultaterne af observationer. I virkeligheden har periodogrammer et komplekst udseende, og støj tilbage efter subtraktion – tilfældige udsving og interferenser – kan stadig sammenlignes i størrelsesorden til selve signalet. Hvor kompleks en sådan analyse kan ses i eksempelet på planeten 55 Cancri e med en masse på 8 terrestriske. Dens omkredsperiode blev defineret som 1,7 dage, men efter at have observeret sine transitter viste det sig, at perioden er nøjagtig en jorddag kortere, og planeten er steget af sin stjerne meget stærkere end den var tænkt i første omgang.

Masse og egenskaber af Kepler-78b

Ved bestemmelsen af ​​Kepler-78b's masse står forskerne over for vanskelighederne med radialhastighedsmetoden i sin helhed. I modsætning til 55 Cancri e var Kepler-78b-kredsløbsperioden allerede kendt, men på grund af planens mindre størrelse var de forventede variationer i radialhastighed ikke større end flere meter pr. Sekund, hvilket krævede, at vibrationerne svarende til dets orbitalperiode var så præcise som muligt.Observationer blev gennemført samtidigt på to instrumenter. En gruppe forskere fra flere institutter ledet af Francesco Pepe udførte observationer ved hjælp af et HARPS-N spektrometer monteret på et 3,6 meter teleskop på et observatorium på De Kanariske Øer. Det andet hold, ledet af Andrew Howard, er på HIRES spektrometer monteret på Keck 10 meter Keck teleskop på Hawaii. For begge disse instrumenter er den forventede amplitude af radiale hastigheder praktisk talt i grænsen på 1 m / s. I princippet kan denne grænse allerede overskrides: den anden stjerne i Alpha Centauri-systemet lykkedes at finde en planet (se Alpha Centauri Bb), hvilket giver en halv amplitude af radialhastighed på 0,5 m / s, men denne nøjagtighed blev opnået takket være nærhed og lysstyrke af Alpha Centauri , og stjernen Kepler-78 er 20.000 gange mindre.

Den usædvanligt korte omkredsperiode af Kepler-78b selv bidrager til udvinding af det anvendelige signal. Hver observation på HIRES-spektrografen bestod af en serie på 12 halv times eksponeringer, der indtog det meste af natten (figur 3). I løbet af denne tid lykkedes kloden at passere en væsentlig del af sin kredsløbsbane, og den radiale hastighed måtte ændres på en strengt bestemt måde, hvilket bestemmes af lovene om kredsløbsbevægelse. Overholdelse af dette og afslører et signal.Samtidig har indflydelsen fra stjernens aktivitet ikke tid til at manifestere sig: pletterne vises og forsvinder på disken om nogle få dage – en tid, der kan sammenlignes med stjernens omdrejningsperiode omkring sin akse.

Fig. 3. Målinger af Kepler-78-stjernens radielle hastighed på HIRES-spektroskopiet. en – Det oprindelige signal med subtraheret indflydelse af alle interferenser, undtagen stellaraktivitet. De lange oscillationer skyldes stjernernes aktivitet, og kortvarige oscillationer er forårsaget af kredsløbsbevægelse. Rød linje – Modellering af radial hastighed, sorte prikker – individuel eksponering lodret forsinket radialhastighed i m / s, vandret – tid i jordens dag. j – Resultaterne af alle observationer som en funktion af kredsløbsfasen med virkning af stellaraktivitet subtraheret. vandret Orbitalfasen er forsinket, transit svarer til 0 °. k – Den samme afhængighed efter gennemsnittet af alle målinger med en fase tæt på de angivne punkter. Røde linjerj og k – modelafhængigheder, der er mest relevante for dataene. Billeder fra artiklen under drøftelse af Andrew W. Howard et al. i natur

Meget mere tydeligt er deres indflydelse ved sammenligning af data opnået på forskellige nætter, men så kom viden til redning, at perioden for disse svingninger er lig med enten rotationsperioden for stjernen omkring sin akse eller fraktioneret fra den.Desuden vises pletter på stjernens overflade og forsvinder (hvilket svarer til forsvinden af ​​gamle korrektioner og udseendet af nye i form af sinusoider i samme periode, men skiftes til en vilkårlig afstand fra de foregående og med en anden amplitude), og planeten går altid i sin kredsløb kontinuerligt og problemfrit. Forskere siger, at faseforskydningen mellem oscillationer forårsaget af stjerneaktivitet og kredsløbsbevægelse ikke bevares. Samtidig er fasen af ​​planetens orbitalbevægelse også kendt fra transitterne: når planeten passerer mellem stjernen og observatøren, er den radiale hastighed naturligvis nul.

Subtrahering fra signal sinusformede korrektioner med perioder svarende til stjernens rotation, opnåede forskerne deres udelukkelse. I dette tilfælde betyder det, at signalet, der svarer til planeten, er så tæt som muligt på det forventede signal for kendte parametre (omkredsperiode, kendt fase og nul-excentricitet). I betragtning af alt dette fandt forskerne ud af, at den endelige halvamplitude af de radiale hastighedsoscillationer er 1,66 ± 0,40 m / s, og planetens masse er 1,69 ± 0,41 masser af jorden.

HARPS-N observationer bestod også af 30 minutters eksponeringer, men i modsætning til HIRES,hver nat blev der kun foretaget to målinger nær den forventede maksimale og minimale radiale hastighed (positionen af ​​planeten "fra siden" af stjernen, fasekvadratur φ = 90 ° og φ = 270 °, figur 4). Dette gjorde det muligt at minimere den nødvendige observationstid (HARPS-spektrografen har til opgave at undersøge snesevis af planeter opdaget af Kepler) og registrere de mest betydningsfulde dele af afhængigheden af ​​radialhastighed til tiden. Dette blev også lettet af en kort omløbsperiode, på grund af hvilken to sådanne målinger passer i en nat. Bidraget fra langvarige oscillationer forårsaget af stjernens aktivitet blev opnået simpelthen som et gennemsnit af to observationer natten over, da de radiale hastigheder svarende til modsatte dele af kredsløbet er lige i værdi og modsatte i tegnet. Yderligere statistisk behandling viste, at signalet har en halv amplitude på 1,96 ± 0,32 m / s og svarer til en planet med en masse på 1,86 (+0,38; -0,25) af jordens masse, hvilket er i overensstemmelse med resultatet af et "konkurrerende" studie på HIRES. Her skal det bemærkes, at fejlen ved bestemmelse af massen er større end den radiale hastighed, da den radiale hastighed ikke bestemmes af planetens masse, men af ​​forholdet mellem masserne af planeten og stjernen.Sidstnævnte er kendt med en vis fejl: 0,758 ± 0,046 solmasser ifølge HARPS-N kommandoen og 0,83 ± 0,05 solmasser ifølge HIRES kommandoen.

Fig. 4 op – afhængighed af radial hastighed (lodret, i m / s) fra observationstidspunktet (vandret, i terrestriske dage) til Kepler-78-stjernen opnået på et HARPS-N spektrometer. Lodrette linjesegmenter Vis fejlen i de enkelte målinger (hovedsagelig på grund af foton shot noise). Eksponeringstid – 30 minutter. Tidsskalaen for granulering er adskillige timer, så dens indflydelse ikke har tid til at fremstå under en eksponering, men det påvirker resultatet af nærliggende eksponeringer. Variansen i forbindelse med fotonstøj er 2,3 m / s, og den totale dispersion er 4,08 m / s. Ned nedenfor – afhængigheden af ​​den radiale hastighed til tiden opnået ved at tilsætte de dele af signalerne, som er forskudt i forhold til hinanden, med et helt tal af orbitalperioder ("fasefoldning", tilsætningen af ​​alle målinger med den samme kredsløbsfase). Sorte stykker Vis fejlen i de enkelte målinger (primært som følge af foton shot noise) røde segmenter – data efter tilsætning af alle målinger med samme kredsløbsfase sort sinusbølge – Beregnede udsving i den radiale hastighed for planetens masse, der passer bedst til observationsdataene. Billeder fra artiklen under diskussion af Francesco Pepe et al. i natur

Således er tætheden af ​​planeten 5,4 (+3; -1,5) g / cm3. En sådan fejl tillader betydelige usikkerheder i sammensætningen, men ifølge den mest sandsynlige værdi er Kepler-78b, som vores Jord, to tredjedele bestående af silicatrock og en tredjedel jern. I størrelse svarer Kepler-78b ligeledes til Jorden mere end nogen anden planet, som har masse og radius (figur 5).

Fig. 5. Planet Kepler-78b i sammenligning med jorden. Billede fra apod.nasa.gov

Men forskellen er slående: planeten vender hundrede gange tættere på sin stjerne end jorden til solen og modtager tusindvis af gange mere stjernelys. Dagsiden af ​​planeten opvarmes til 2000-2500 ° C og er sandsynligvis et fast hav af lava. Hvordan en sådan verden blev dannet forbliver uforståelig. Faktum er, at stjernerne er dannet ved sammenbrud af molekylære skyer, og i begyndelsen af ​​deres liv er de større i størrelse end senere, når kompressionen sluttede. Planeten Kepler-78b kunne ikke dannes i sin nuværende kredsløb, for på tidspunktet for dannelsen af ​​systemet var denne bane inde i stjernen!

Fig. 6. Et eksempel på planetarisk planetarisk spredning.Efter at være kommet tættere sammen, interagerer to massive planeter gravitationsmæssigt og skærper stærkt hinanden i kredsløbene. Som et resultat er en planet i en næsten cirkulær kredsløb i en afstand af den tidligere perihelion, og den anden planet forlader stjernesystemet. Fig. fra exoplanets.org

En af de mulige måder for planeter at ramme sådanne kredsløb er planeten-planetarisk spredning (figur 6). I unge planetariske systemer er kredsløbene ofte så ustabile, at tætte passager af to planeter i nærheden af ​​hinanden er mulige. Hvis planeterne er massive, og passagen er tæt nok til planeterne at sejre over stjernens tiltrækning, ændres deres kredsløb dramatisk (i modsætning til langsomt skiftende kredsløbsparametre under påvirkning af svage tyngdekraftforstyrrelser i stor afstand som i solsystemet). Herefter kan en planet flyve direkte til en stjerne og ende i en elliptisk bane med perihelion ti gange tættere end den afstand, hvor mødet opstod. Ved hver passage af perihelionen bliver en del af energien i planetens orbitalbevægelse spredt i form af tidevandskræfter (som er meget store på sådanne afstande). Dette fører til et gradvist fald i afstanden til aphelion.I sidste ende finder sådan en planet sig i en næsten cirkulær kredsløb i en afstand af den tidligere perihelion. Den anden planet i dette scenario vil sandsynligvis forlade stjernesystemet helt og holdent. Hvis den første planet er mere massiv end alle de organer, hvis kredsløb er mellem dets aphelion og perihelion, så vil de også blive smidt ud af systemet. Dette forklarer hvorfor i systemer med hot Jupiter normalt kun en planet.

Kepler-78b-sagen er mindre klar: dens masse er lille nok til ikke kun at rense systemets indre, men også generelt at deltage i planetarisk spredning. For denne mekanisme er det nødvendigt, at forandringen i planeternes hastigheder ikke er mindre end deres egen bevægelseshastighed i kredsløb omkring stjernen. Men denne ændring kan ikke være større end den anden kosmiske hastighed af de tyngre af de sammenkoblede planeter. For eksempel har Jorden en omløbshastighed på 30 km / s, og den anden rumhastighed er 11 km / s. Således kan kun tilstrækkeligt tunge planeter deltage i planetarisk spredning. Måske var Kepler-78b engang en isgigant som Neptun og vejet et par dusin gange mere, men tabte det meste af massen som følge af fordampning af flygtige stoffer i rummet under påvirkning af stjernens stråling, efter at den befandt sig i sin nuværende bane.

Eksoplanets søgning og forskning fortsætter aktivt. Kepler-teleskopet har allerede afsluttet sin mission for at søge efter transiteksoplaneter, men der er stadig et par tusind uprøvede kandidater i sine data. HARPS-N spektrografen blev også bygget for at undersøge dem ved hjælp af den radiale hastighedsmetode (den tidligere version HARPS, blev installeret på den sydlige halvkugle, og derfra er konstellationerne Cygnus og Lyra, hvor de fleste af Keplers mål er placeret) ikke synlige. Så vi venter på nye resultater af forskning af de mest interessante systemer, som f.eks. Kepler-11, Kepler-20 og andre.

kilder:
1) Andrew W. Howard et al. En stenagtig sammensætning for en jordadseksoplanet // natur. 2013. V. 503, s. 381-384.
2) Francesco Pepe et al. En jordstørrelse planet med en jordlig tæthed // natur. 2013. V. 503, s. 377-380.

Ivan Lavrenov


Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: