Транзитный способ поиска экзопланет

Поиск экзопланет: Транзитная фотометрия

Здесь можно найти удаленные планеты, измерив минутное затемнение звезды, когда мир перекрывает собою свет (становится на линии видимости наблюдателя). Этот момент называют «транзитом». Если подобное затемнение регулярное и удается отметить периодичность, то есть большая вероятность, что перед нами экзопланета.

Транзитный метод позволяет вычислить соотношение размеров планеты и звезды. Маленький объект создает небольшое затемнение. Но если он крупный, то и эффект будет более значительным. Параметры звезды узнают с большой точностью благодаря спектру, поэтому можно найти размер и планеты, но не массу. Это дополняет недостаток спектрометрии, которая определяет массу, но не размер. Объединив наблюдения, можно добыть планетарную плотность.

Художественная интерпретация экзопланеты типа Юпитер, проходящей перед звездой

Плюсы

Это очень популярный способ поиска, особенно для космических аппаратов. Его применили для миссии Кеплер, стартовавшей в 2009 году. Чувствительность позволила отыскать 1000 миров, некоторые из которых напоминают Землю и располагаются в зоне обитаемости.

Транзит также открывает параметры планет. Начнем с того, что «провал» в яркости пропорционален планетарным размерам. Показатели звезды мы знаем, так что вычислить планетарные не составит труда.

Если добавить сюда информацию о лучевых скоростях, получим более точную оценку массы. Еще больше сведений предоставит атмосфера, через которую проходит звездный свет. Дело в том, что он поглощается в различных длинах волн, которые соответствуют конкретным газам. То есть, можно вычислить из чего состоят атмосферные слои.

Существуют и «второстепенные» транзиты – планета полностью скрывается за звездой. Можно вычислить два вида спектра и получить планетарный, а дальше уже добывается температура и подробный состав. Главный плюс – масштабность. Аппараты вроде Кеплера способны отслеживать до сотни тысяч звезд одновременно, что существенно экономит время.

Когда планета проходит перед звездой, уровень яркости снижается, а затем снова возвращается к привычным показателям

Минусы

Главный недостаток транзитного метода – нужно ждать транзита. И неприятность в том, что это происходит очень редко, так как орбитальная плоскость не всегда повернута правильным углом к наблюдателю. Кроме того, этот метод открывает лишь небольшие показатели орбитального периода. На транзит уходят часы или дни, а сам путь может длиться годами. Сложность и в том, что транзит нужно подтвердить, то есть, придется ждать, пока планета пройдет в этой точке снова.

Кроме того, есть «ложные» транзиты – в качестве планеты может выступать двойная звезда. Конечно, планета и звезда отличаются по размерам. Но они могут располагаться слишком близко и с такого расстояния точно установить размеры сложно.

Стратегия

Чтобы этот метод транзита сработал, необходимо непрерывно отслеживать выбранный небесный участок, так как в любой момент можно уловить транзит. Такие события регистрируются, а потом проверяют периодичность события. Конечно, подобные исследования не ведутся в одиночестве. Есть несколько масштабных проектов.

В 2009 году запустили космическую обсерваторию Кеплер, которая уже обнаружила 2700 кандидатов. Она отслеживает 145000 звезд без передышки. Уже есть десятки объектов, интересующих ученых, так как расположены в зоне обитаемости.

Есть также CoRoT – объединенная миссия Французского и Европейского космических агентств, стартовавшая в декабре 2006 года. Она нашла много интересных миров, среди которых скалистый, вдвое превышающий земной диаметр.

Художественная интерпретация Кеплера на орбите вокруг Солнца

Вклад астрономов-любителей

Если фотометрия требует профессионального оборудования, то с транзитом все гораздо проще. Нужно просто знать, где искать. Причем очень часто поступают свидетельства о транзите именно от любителей. Например, в мае 2001 года много людей наблюдали за Глизе 876, вокруг которой вращаются две планеты (найдены спектроскопическим методом).

Источник

Астрономы позвали добровольцев на поиск экзопланет в архивах

Стартовал проект гражданской науки Planet Hunters Next-Generation Transit Search, в рамках которого любой желающий может помочь астрономам отыскать новые экзопланеты в архивных данных системы телескопов NGTS. Она фиксирует периодические изменения блеска звезд, вызванные прохождением планет по их дискам, сообщается на сайте Уорикского университета.

NGTS (The Next-Generation Transit Survey) представляет собой наземную систему из двенадцати роботизированных широкоугольных 20-сантиметровых телескопов, которая находится в Чили и была запущена в 2015 году. Ее главной задачей является поиск экзопланет у красных карликов, которые составляют большинство звезд Млечного Пути, при помощи транзитного метода. Результаты наблюдений должны помочь ученым понять планеты какого типа чаще всего встречаются в нашей галактике.

Группа астрономов под руководством Питер Уитли (Peter Wheatley) из Уорикского университета запустила новый проект Planet Hunters Next-Generation Transit Search на базе крупнейшего в мире портала гражданской науки Zooniverse. Цель проекта заключается в анализе кривых блеска различных звезд, наблюдаемых NGTS, и поиске периодических событий падения блеска звезд из-за прохождения экзопланет по их дискам. Первичная обработка кривых блеска ведется автоматизированно, однако программы способны пропускать транзиты и порой выдают ложные срабатывания.

Схема прохождения (транзита) планеты по диску родительской звезды и получающаяся в этом случае кривая блеска.

Источник

Солнечная система

Секция Совета РАН по космосу

Транзитный метод поиска экзопланет

1. Краткое описание сути транзитного метода

Если экзопланетная система расположена к земному наблюдателю «с ребра», т.е. если наклонение орбиты внесолнечной планеты близко к 90 градусам, в системе возможны так называемые транзиты — т.е. явления прохода планеты по диску своей звезды. Это приводит к регулярному незначительному (в случае транзита планеты-гиганта по диску солнцеподобной звезды — на 1-2%) ослаблению блеска системы. Измеряя глубину и продолжительность транзита, а также зная орбитальный период планетного кандидата, можно определить его радиус (в долях звездного радиуса), большую полуось орбиты и ее эксцентриситет.

В настоящее время транзитный метод является вторым по эффективности (после метода измерения лучевых скоростей родительских звезд) методом поиска внесолнечных планет. К середине февраля 2011 года была открыта 121 транзитная планета в 114 системах и несколько транзитных коричневых карликов.
Комбинируя данные, полученные транзитным методом, с данными, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, можно измерить массу планеты, ее среднюю плотность, угол между наклонением орбиты планеты и осью вращения звезды, и многое другое. Наблюдение транзитов и затмений (когда планета проходит ЗА своей звездой) на разных длинах волн позволяет определить свойства атмосфер транзитных планет, в том числе температурные профили и химический состав.
Нет никаких сомнений в том, что у транзитного метода — большое будущее.

2. Достоинства и недостатки транзитного метода

Главным недостатком транзитного метода является низкая вероятность транзитной конфигурации.

Согласно [1], вероятность транзита и затмения равны, соответственно:

Где p_tra — вероятность транзита планеты по диску своей звезды, p_occ — вероятность затмения, R_* — радиус звезды, R_p — радиус планеты, a — большая полуось орбиты, e — эксцентриситет, ω — аргумент перицентра. «Плюс» в обоих выражениях соответствует ситуации, когда учитываются и частичные (скользящие) транзиты, а «минус» — когда учитываются только полные транзиты.
Если орбита планеты круговая, а радиус планеты много меньше радиуса звезды, то эти формулы значительно упрощаются:

Из этой формулы видно, что вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. Если для планеты, находящейся на расстоянии 0.05 а.е. от солнцеподобной звезды (типичная величина для «горячих юпитеров») вероятность транзитной конфигурации составит 10%, то для планеты на земной орбите она упадет до 0.5%. Транзитный метод наиболее чувствителен к поиску планет на тесных орбитах.
Также транзитный метод достаточно требователен к точности фотометрических измерений. Если транзит планеты-гиганта (R_p

11 радиусов Земли) приводит к ослаблению блеска солнцеподобной звезды на

1%, то транзит планеты, сравнимой по размеру с Нептуном (R_p

4 радиуса Земли), приведет к ослаблению блеска на 0.13%, а транзит аналога Земли — всего на 0.008%. Чтобы надежно обнаружить такое слабое изменение блеска, фотометрическая аппаратура должна быть очень чувствительной.
К достоинствам транзитного метода можно отнести уникальную информацию, которую можно получить этим методом, и никаким другим. Только транзитный метод позволяет определять размеры внесолнечных планет. Сравнивая спектр системы во время транзита и во время вторичного минимума (когда планета проходит за звездой), можно выделить слабый спектральный сигнал верхних слоев атмосферы планеты. Сравнивая спектр системы вблизи и во время затмения, можно получить спектр дневного полушария экзопланеты. Комбинируя транзитный метод и метод измерения лучевых скоростей родительской звезды, с помощью эффекта Мак-Лафлина можно измерить угол между наклонением орбиты транзитной планеты и осью вращения звезды. Все это позволяет получить уникальную информацию о далеких планетных системах, включая их историю и эволюцию.

3. Что уже удалось сделать с помощью транзитного метода

Первый транзит внесолнечной планеты был обнаружен в 2000 году. Это был транзит горячего юпитера HD 209458 b, неофициально еще называемого Осирисом. В 2007 году был обнаружен транзит горячего нептуна GJ 436 b, открытого еще в 2004 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, а в 2010 году была открыта первая транзитная планета земного типа Kepler-10 b. (Строго говоря, первой планетой предположительно земного типа был CoRoT-7 b, открытый в 2009 году, но неопределенности в измерении его радиуса до сих пор настолько велики, что не позволяют определить его химический состав и однозначно отнести к каменным планетам.)
К настоящему моменту известно уже более ста двадцати транзитных экзопланет, большинство из которых являются горячими юпитерами. Этот факт совершенно не означает, что большинство экзопланет действительно являются горячими юпитерами — просто вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, так что планеты на тесных орбитах легче всего обнаружить. Из наблюдений транзитных горячих юпитеров оказалось возможным оценить долю таких планет: оказывается, только около 1% солнцеподобных звезд имеют рядом с собой горячие юпитеры.
Огромный интерес вызывают результаты работы американского космического телескопа им. Кеплера, за первые 5 месяцев научных наблюдений обнаружившего более 1200 транзитных кандидатов в планеты [3]. Как оказалось, количество нептунов и планет земного типа на тесных орбитах у солнцеподобных звезд в несколько раз превышает количество газовых гигантов. Кроме того, было обнаружено большое количество транзитных планет на достаточно широких орбитах с умеренным тепловым режимом, соответствующим тепловому режиму Меркурия, Венеры и даже Земли. После подтверждения планетной природы этих кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд наступит настоящий прорыв в наших знаниях о внесолнечных планетных системах.

Помимо статистического определения доли звезд, имеющих планеты различных размеров, транзитный метод позволяет проводить спектральные наблюдения внесолнечных планет, которые в противном случае (в отсутствии транзита) были бы невозможны.
Например, зависимость глубины транзитов от длины волны позволяет построить спектр транзитной планеты «на просвет», и, таким образом, изучать свойства ее верхней атмосферы. Начало этим исследованиям положили наблюдения транзитов HD 209458 b в ультрафиолетовом диапазоне (в линии Лайман-альфа), которые привели к открытию протяженной водородной короны вокруг этого горячего юпитера, радиус которой значительно превышал радиус его полости Роша [2]. Впоследствии аналогичные водородные короны были обнаружены у горячих юпитеров WASP-12 b и HD 189733 b. Наличие этих корон говорит об истечении, испарении атмосфер некоторых горячих юпитеров в межпланетное пространство.
Кроме того, изучение кривой блеска системы позволяет определить яркостную температуру транзитных планет. Так, из кривой блеска системы HD 189733 (звезда + планета), измеренной на волне 8 мкм, были определены температуры дневного и ночного полушарий горячего юпитера HD 189733 b. Средняя температура дневного полушария оказалась равной 1211 ± 11К, а ночного — 973 ± 33К.

Измерения глубины вторичных минимумов (т.е. падения общего блеска системы во время затмений планеты звездой) транзитных экзопланет в зависимости от длины волны позволяет получать спектры дневного полушария таких планет. Ниже показан спектр дневного полушария горячего юпитера HD 189733 b, полученный с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера. По оси абсцисс отложена длина волны, по оси ординат — отношение светового потока планеты к световому потоку звезды. Сплошными линиями показаны предсказания ряда теоретических моделей планетных атмосфер, красными точками — результаты измерений. Видно, что ни одна из предложенных моделей не в состоянии количественно описать полученный спектр.

Самые впечатляющие научные результаты были получены в результате комбинирования транзитного метода и метода измерения лучевых скоростей родительских звезд. Если транзитный метод позволяет определить размер планеты, то метод лучевых скоростей — ее массу, что в совокупности дает возможность узнать среднюю плотность экзопланеты и ее примерный химический состав.

Как оказалось, средние плотности известных транзитных экзопланет различаются более чем на 2 порядка! Так, средняя плотность транзитного горячего юпитера WASP-17 b составляет всего 0.082 ± 0.01 г/куб.см (в 12 раз меньше плотности воды!), в то время как средняя плотность горячего юпитера XO-3 b достигает 8.7 г/куб.см, что превышает плотность стали.

Еще одним перспективным методом изучения транзитных экзопланет является измерение эффекта Мак-Лафлина. Эффект Мак-Лафлина возникает из-за того, что звезда вращается вокруг своей оси, и часть ее диска приближается к нам (что приводит к синему смещению линий в спектре), а часть удаляется (что приводит к аналогичному красному смещению). Если угол между наклонением орбиты планеты и осью вращения звезды мал, то во время транзита диск планеты вступит на диск звезды с приближающейся к нам, «синей» стороны, а сойдет с удаляющейся, «красной». В результате средняя лучевая скорость звезды сначала увеличится (звезда слегка «покраснеет»), а потом уменьшится (звезда «посинеет). Это приведет к характерному колебанию средней лучевой скорости звезды во время транзита.

Однако если угол между наклонением орбиты планеты и осью вращения звезды велик, форма зависимости лучевой скорости звезды от времени во время транзита сильно меняется и даже может смениться на противоположную. Так, некоторые транзитные экзопланеты демонстрируют аномальный эффект Мак-Лафлина, говорящий о полярных или даже ретроградных орбитах этих планет (например, у горячего гиганта HAT-P-7 b угол между наклонением орбиты и осью вращения звезды оценивается в -132.6 +10.5 /_-16.3 градусов [6], а у горячего гиганта HAT-P-6 b — в 166 ± 10 градусов [7]). Для сравнения, угол между осью вращения Солнца и наклонением орбит планет Солнечной системы составляет около 7 градусов.

4. Преимущества космических телескопов над телескопами наземного базирования

Транзитный метод поиска экзопланет весьма требователен к чувствительности приемной аппаратуры. Если транзит планеты-гиганта (радиус

11 земных радиусов) вызывает падение блеска солнцеподобной звезды примерно на 1%, то транзит планеты, сравнимой по размеру с Нептуном (радиус

4 земных радиусов) — уже на 0.13%, а транзит планеты, аналогичной Земле — всего на 0.008%. Многочисленные проекты, посвященные наземным поискам транзитных экзопланет (SuperWASP, HATNet, XO и др.), обнаруживают только транзитные планеты-гиганты, хотя, согласно последним данным, полученным американским космическим телескопом им. Кеплера, планет меньшего размера (нептунов и суперземель) гораздо больше.
Точность измерения фотометрического сигнала от выбранной звезды ограничивается несколькими источниками шума [1]. Это фотонный шум, мерцания выбранной звезды из-за флуктуаций плотности в земной атмосфере, differential extinction и эффект плоского поля (Flat fielding).
Фотонный шум возникает из-за корпускулярных свойств света. Если от звезды поступает N фотонов в единицу времени, то это число испытывает случайные флуктуации, причем относительное стандартное отклонение составляет примерно (N Δt) -1/2 , где Δt — время экспозиции. Для уменьшения фотонного шума нужно собирать как можно больше фотонов (использовать более яркие звезды, зеркала телескопа большего диаметра и детекторы большей чувствительности).
Мерцания происходят вследствие флуктуаций плотности воздуха в земной атмосфере, приводящих к флуктуациям коэффициента преломления. Для времени экспозиции, большей одной секунды, стандартное отклонение светового потока, вызванного мерцаниями, описывается формулой:

где D — диаметр телескопа в сантиметрах, Δt — время экспозиции в секундах, h — высота обсерватории над уровнем моря, а коэффициент σ₀ обычно принимают равным 0.064. Формула эта не слишком точная и годится только для приближенных оценок — флуктуации светового потока звезды вследствие мерцаний сильно зависят от погодных условий в месте наблюдения.
Differential extinction — эффект, вызванный тем, что синие лучи лучше поглощаются и рассеиваются в земной атмосфере, нежели красные. Эффект может быть уменьшен выбором звезды сравнения, близкой по цвету к исследуемой звезде, или использованием узкополосных светофильтров.
Эффект плоского поля вызывается тем, что чувствительность соседних пикселей приемной матрицы может быть не одинаковой. Эффект может быть снивелирован, если изображение исследуемой звезды во время наблюдений попадает все время на один и тот же пиксель.
Вывод телескопа за пределы земной атмосферы исключает два источника шума и резко улучшает точность полученных кривых блеска.
На рисунке ниже показаны кривые блеска нескольких звезд, полученных во время наземных наблюдений и с помощью космических телескопов.

Не забудем, что во время наземных наблюдений возможность наблюдать транзиты выбранной планеты зависит от погоды, от наличия звезды над горизонтом и от длительности темного времени суток. Космический телескоп свободен от всех этих ограничений.

5. Обоснование необходимости российского космического телескопа, ведущего поиск и изучение экзопланет транзитным методом

Громкий успех американского космического телескопа им. Кеплера, за 5 месяцев работы обнаружившего более 1200 транзитных кандидатов в планеты, среди которых — 5 планет земного типа в обитаемой зоне, может создать впечатление, что все «сливки уже сняты», и теперь останется только обрабатывать и уточнять чужие результаты. Однако это не так. Кеплер наблюдает только ограниченную область небесной сферы, называемую еще «Полем Кеплера», в районе созвездий Лебедя и Лиры. Общая площадь Поля Кеплера составляет около 100 квадратных градусов. При этом полная площадь небесной сферы составляет примерно 41253 квадратных градуса, т.е. Кеплер изучит от нее только 0.24%. Фактически, серьезные поиски внесолнечных планет транзитным методом только начинаются.

Как я уже упоминала, многочисленные проекты, посвященные наземным поискам транзитных экзопланет (SuperWASP, HATNet, XO и др.), обнаруживают только транзитные планеты-гиганты. Так, обзор HATNet, к январю 2011 года отнаблюдав 14% небесной сферы, обнаружил 27 транзитных горячих юпитеров [4]. Менее крупные планеты (которые и представляют наибольший интерес!) оказываются труднодоступны или вовсе недоступны при наблюдениях с Земли, поскольку слабый фотометрический сигнал небольшой транзитной планеты оказывается «замыт» шумами, большей частью вызванными влиянием земной атмосферы.
Таким образом, перед космическим телескопом, предназначенным для поиска внесолнечных планет транзитным методом, открывается широкое поле деятельности. Среди интереснейших целей такого телескопа могут быть ближайшие красные карлики, у которых короткопериодичные планеты как раз попадают в обитаемую зону. (Замечу, что среди 150 тысяч звезд, наблюдаемых Кеплером, красных карликов только около 3 тысяч.)
Если рассмотреть типичный красный карлик спектральных классов M1 V — M3 V (масса около 0.5 масс Солнца, радиус около 0.5 радиусов Солнца, светимость

0.02 солнечных), то для него вероятность транзитной конфигурации для планеты в обитаемой зоне составляет 0.0178 (иначе говоря, у каждого 56-го красного карлика можно обнаружить такую планету!) Открытие хотя бы одной такой планеты в солнечных окрестностях имело бы огромное значение, в том числе для оценки числа обитаемых планет в Галактике.

Источник