30 июня 2013
Kepler-66 b и Kepler-67 b - транзитные планеты из рассеянного скопления NGC 6811

В настоящее время большинство звезд формируется в рассеянных звездных скоплениях, чья плотность составляет менее тысячи звезд на кубический парсек. С течением времени внутренние динамические процессы в скоплении и взаимодействие с гигантскими молекулярными облаками Галактики приводят к уходу звезд из скопления, и за сотни миллионов лет скопление постепенно рассеивается. Только ~5% скоплений доживают до возраста 1 млрд. лет - за счет того, что их начальная плотность была выше (~10³-10⁴ звезд на куб. парсек). Одним из таких относительно старых рассеянных скоплений является скопление NGC 6811.

Сейчас известно около девяти сотен внесолнечных планет, но только четыре из них обнаружены у звезд, входящих в состав рассеянных скоплений. Физические условия в скоплениях отличаются от физических условий в диске Галактики: находясь в плотном скоплении, звезды гораздо чаще сближаются друг с другом и возмущают свои планетные системы. Должно ли это приводить к дефициту планет в рассеянных скоплениях?

Чтобы ответить на этот вопрос, группа астрономов проанализировала кривые блеска 377 звезд, входящих в состав рассеянного скопления NGC 6811, полученные космическим телескопом им. Кеплера. В результате ученые обнаружили две транзитные планеты радиусом 2.8 и 2.9 радиусов Земли у двух солнцеподобных звезд. Из-за слабости звезд массу планет измерить не удалось, но их планетная природа была подтверждена стандартной процедурой 'валидации' (поиском и исключением астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Вероятность ложного открытия составляет 0.19% для планеты Kepler-66 b и 0.24% - для планеты Kepler-67 b.

Авторы открытия провели статистический анализ возможности Кеплера находить планеты в этом скоплении и нашли, что при частоте встречаемости планет, равной частоте встречаемости планет у звезд поля, Кеплер должен был найти в скоплении 4 + 2 планеты, из них 2.2 + 1.5 мини-нептуна. Этот результат вполне согласуется с двумя найденными мини-нептунами Kepler-66 b и Kepler-67 b. Отсюда авторы делают вывод, что планеты у звезд, входящих в состав рассеянного скопления NGC 6811, встречаются так же часто, как и у звезд галактического диска, не входящих в скопления.

Ожидаемое количество планет в рассеянном скоплении NGC 6811, которые мог бы обнаружить «Кеплер», в зависимости от их радиусов и орбитальных периодов (при условии, что распространенность планет разных типов в этом скоплении такая же, как и у звезд поля). Розовой и голубой полоской отмечен диапазон погрешностей для планет Kepler-66 b и Kepler-67 b, соответственно. Видно, что 'Кеплер' обнаружил именно те планеты, вероятность обнаружить которые была больше всего.

Что же за планеты обнаружил 'Кеплер'?

Kepler-66 b - мини-нептун радиусом 2.80 + 0.16 радиусов Земли, вращающийся вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.135 + 0.002 а.е. и делающий один оборот за 17.81582 + 0.00008 земных суток. Его родительская звезда имеет спектральный класс G0 V, масса звезды оценивается в 1.04 + 0.04 солнечных масс, а радиус - в 0.97 + 0.04 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов также близко к солнечному.

Kepler-67 b - еще один мини-нептун с радиусом 2.94 + 0.16 радиусов Земли. Его орбитальный период - 15.7259 + 0.0001 земных суток, расстояние между планетой и звездой - 0.117 + 0.0015 а.е. Его родительская звезда несколько легче и холоднее Солнца: ее спектральный класс G9 V, масса 0.865 + 0.034 солнечных масс, радиус 0.78 + 0.03 солнечных радиусов.

Рассеянное скопление NGC 6811 удалено от нас на 1107 + 90 пк, его возраст оценивается в 1.00 + 0.17 млрд. лет. Обе новые планеты попадают в область очень теплых планет.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1307/1307.5842.pdf

 

 

25 июня 2013
О темпах утраты воды планетами земного типа

Фотолиз воды и убегание водорода из верхних слоев атмосферы играет ключевую роль в эволюции климата планет земного типа. Однако эти процессы еще далеки от понимания. Планеты земного типа в Солнечной системе демонстрируют драматически разный уровень содержания воды на поверхности и в атмосфере. Если всю воду, что присутствует на Марсе, разлить по его поверхности равномерным слоем, толщина этого слоя составит 7-20 метров. На Земле глубина аналогичного слоя составит 2.5 километров, а на Венере - менее 20 см. На Марсе вода существует в виде льда, сконцентрированного в основном в полярных шапках, на Земле она формирует жидкие океаны и отчасти - околополярные ледники, на Венере присутствует в виде водяного пара в атмосфере.
Чем вызвана эта разница (особенно впечатляющая в случае Земли и Венеры) - пока не ясно. Возможно, сухость Венеры и 'влажность' Земли вызваны как начальными условиями при формировании этих планет, так и разным темпом утраты воды в процессе климатической эволюции.
Высокое отношение содержания дейтерия к водороду (D/H) в современной атмосфере Венеры - оно в 120 раз превышает аналогичную величину для Земли - говорит о том, что ранее Венера была гораздо богаче водой, чем сейчас, но впоследствии эту воду утратила. Однако отношение изотопов неона и аргона говорит о том, что Венера никогда не была богата водой настолько, насколько ею богата Земля. Видимо, утрата воды произошла еще на ранней стадии эволюции Венеры.

Утрата воды планетой происходит путем фотолиза водяного пара в верхней атмосфере. Но водяной пар в верхнюю атмосферу еще должен попасть. Ключевую роль здесь играет наличие 'холодной ловушки' (cold trap) - атмосферного слоя, где температура воздуха достигает минимума. Попадая в 'холодную ловушку', водяной пар конденсируется и выше почти не попадает. Чем ниже температура 'холодной ловушки', тем труднее водяному пару попасть в верхнюю атмосферу и подвергнуться фотолизу.
Углекислый газ влияет на проницаемость 'холодной ловушки' двояко. С одной стороны, он способствует испарению воды из-за увеличения температуры поверхности вследствие парникового эффекта. С другой - ИК-излучение молекул углекислого газа в полосах вблизи 4.3 и 15 мкм эффективно охлаждает атмосферу и способствует понижению температуры 'холодной ловушки'.

Два американских астронома, Р. Вордсворт (R. D. Wordsworth) и Р. Пьерхамберт (R. T. Pierrehumbert), построили сетку одномерных климатических моделей, в которых рассчитали темпы утраты воды при разных предположениях относительно содержания в атмосфере планеты углекислого газа и молекулярного азота, а также в зависимости от массы планеты, уровня инсоляции, спектрального класса родительской звезды, и ряда других факторов.

Что же получилось?
Сначала Вордсворт и Пьерхамберт рассчитали мощность исходящего от планеты теплового излучения и альбедо. Была получена сетка моделей для планеты земного типа, обладающей азотной атмосферой, аналогичной земной, и земной же силой тяжести, при 100%-ной влажности воздуха, но разном содержании углекислого газа. Видно, что по мере роста количества углекислого газа мощность уходящего в космос теплового излучения падает, а температура поверхности растет. Также с ростом количества углекислоты увеличивается альбедо планеты.

Мощность уходящего теплового излучения (а), а также альбедо планеты (случай b соответствует планете у солнцеподобной звезды, случай c - планете у М-карлика) в зависимости от температуры поверхности.

Полученные атмосферные модели в самом широком диапазоне параметров демонстрировали схожий вид температурных профилей. Средняя атмосфера эффективно охлаждалась ИК-излучением молекул углекислого газа и водяного пара, в то время как нижняя атмосфера эффективно нагревалась, причем нагрев нижней атмосферы становился особенно заметным в случае M-карликов (в сравнении с солнцеподобными звездами).

Температурные профили и удельное содержание водяного пара для планеты с земным содержанием азота и равным азоту количеством углекислого газа. В этой модели уровень инсоляции принят равным 0.85 земного. Красной и синей пунктирной линиями показаны два варианта модели. Видно, что в обоих случаях ИК-излучение молекул углекислого газа охлаждает среднюю атмосферу до ~150К, приводя к очень низкому содержанию в этой области водяного пара (формируется эффективная 'холодная ловушка').

Зависимость температуры поверхности от парциального содержания углекислого газа в атмосфере (слева) и парциальное содержание водяного пара в 'холодной ловушке' (справа) для трех вариантов атмосферных моделей. Цветными линиями показан разный уровень инсоляции (от 0.7 до 1.2 земных). Видно, что высокое содержание углекислого газа способствует сохранению воды, а увеличение инсоляции, напротив, ее потере из-за высокого темпа диффузии водяного пара через 'холодную ловушку'.

Заметим, что переход от состояния с эффективной 'холодной ловушкой' и низким темпом потери воды к состоянию с высокой влажностью стратосферы и высоким темпом потери воды происходит при росте инсоляции достаточно резко. При этом большее количество углекислого газа способствует понижению температуры 'холодной ловушки' и сохранению воды.

До описанного момента авторы исследования рассматривали модели атмосферы с фиксированным содержанием азота, равным земному, но с переменным количеством углекислого газа. Но что будет, если менять и содержание азота тоже? Как азот влияет на сохранение воды? Как показывают расчеты, увеличение содержания азота достаточно сложным образом влияет на температуру поверхности, но однозначно понижает количество водяного пара в 'холодной ловушке' и, тем самым, способствует сохранению воды. Напротив, уменьшение количества азота повышает темп диффузии водяного пара через стратосферу. В предельном случае полного отсутствия азота и углекислого газа фотолиз воды происходит при любой температуре, даже очень низкой (так происходит фотолиз льда на поверхности безатмосферных ледяных спутников планет Солнечной системы).

Зависимость температуры поверхности и относительное содержание водяного пара в 'холодной ловушке' от содержания углекислого газа для четырех разных случаев: сплошной красной линией показан случай земного содержания азота и земной силы тяжести, пунктирной красной линией - земное содержание азота и ускорение свободного падения, равное 25 м/с2 (вариант суперземли). Синей сплошной линией показан случай с земной силой тяжести и 5-кратным содержанием азота, синей пунктирной - 5-кратное содержание азота и ускорение свободного падения 25 м/с2.

В случае отсутствия в атмосфере 'холодной ловушки' утрата воды планетой происходит очень быстро. Так, при современном уровне солнечного ультрафиолетового излучения с длиной волны короче 196 нм, способного разрушать молекулы воды, темп этого разрушения составляет 2·10¹² молекул/см² сек, что (при оттоке водорода) может привести к утрате 3.2 земных океанов за 1 млрд. лет. Но и в этом случае углекислый газ способствует сохранению воды (рисунок ниже):

Окончательно, авторы исследования составили график, отражающий темп потери воды планетой земного типа для разных случаев: а) для планеты земного типа, находящейся на расстоянии 1 а.е. от звезды, аналогичной Солнцу, в зависимости от времени, b) у М3-карлика с умеренной активностью (за образец была взята звезда GJ 436), в зависимости от расстояния до звезды, и c) у активного М-карлика.

Темп утраты воды в зависимости от содержания в атмосфере планеты углекислого газа для землеподобной планеты, вращающейся на расстоянии 1 а.е. от аналога Солнца (вариант а), для планеты у спокойного красного карлика (вариант b) и у вспыхивающего красного карлика (вариант с). Количество утраченной воды выражено в десятичном логарифме "количества земных океанов" и показано цветом.

Как следует из их расчетов, темп потери воды в первом случае достигает максимума при содержании углекислого газа с парциальным давлением 0.01-1 атмосферы и снижается как при уменьшении, так и при увеличении этого количества. В случае, если атмосфера Земли содержала бы 0.1 атм. углекислоты, гидросфера была бы ею уже в значительной степени утрачена. Быстрая утрата воды ожидает Землю примерно через миллиард лет, когда из-за возросшей светимости Солнца поднимется температура земной 'холодной ловушки', и стратосфера станет насыщаться водяным паром.
В случае планеты земного типа, вращающейся вокруг спокойного красного карлика, максимальный темп потери воды достигается при содержании углекислого газа с парциальным давлением ~0.01 атм. Но и в этом (самом плохом) случае планета, находящаяся в обитаемой зоне, потеряет только незначительную долю своей воды (~10^-4 земных океанов). Хуже, но тоже не фатальна, ситуация с планетой у активного красного карлика. Здесь темп потери воды выше, так что планета в обитаемой зоне может потерять 0.01-0.1 земных океанов, что может быть критично для изначально сухих планет.

Авторы планируют расширить и углубить свои модели, включив в них также расчет источников углекислого газа (уровень вулканизма) и темп его связывания путем реакции с силикатными горными породами (с образованием карбонатов). Также они собираются перейти от одномерных к 3D-моделям, что позволит существенно уточнить полученные выводы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.3266.pdf

 

 

20 июня 2013
HD 112410 b: массивная планета у желтого гиганта

Уже давно известно, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд и тем более звезд красных карликов. Планеты у звезд промежуточной массы, как правило, массивны и расположены на сравнительно широких орбитах с невысоким эксцентриситетом.
Пока звезды массой 1.3-3 солнечных масс находятся на главной последовательности, поиск планет рядом с ними затруднен или вовсе невозможен (во всяком случае, методом измерения лучевых скоростей) из-за быстрого вращения таких звезд и отсутствия в их спектре узких линий поглощения. Однако после схода с главной последовательности радиус звезд увеличивается, температура фотосферы и скорость вращения падают, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, по смещению которых можно измерелять лучевые скорости с приемлемой точностью.

17 июня 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию массивной планеты у желтого гиганта HD 112410 (HIP 63242). Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе обсерватории в Ла Силья (Чили). Точность измерения лучевой скорости звезды составила 5-8 м/сек, всего было сделано 16 замеров на протяжении примерно трех лет.

Итак, HD 112410 - желтый гигант спектрального класса G8 III, удаленный от нас на 134.8 + 9.5 пк. Его масса оценивается в 1.54 + 0.05 солнечных масс, светимость достигает 42.7 + 0.08 солнечных светимостей. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 112410 b составляет 9.2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.57 а.е. и эксцентриситетом 0.23, и делает один оборот за 124.6 земных суток.
Если наклонение орбиты i будет меньше 45њ, то HD 112410 b окажется не планетой, а коричневым карликом. Из-за высокой светимости звезды объект попадает в область горячих планет.

Авторы открытия отмечают, что расстояние между планетой и звездой в системе HD 112410 является одним из самых маленьких среди планетных систем звезд промежуточной массы.

Известные внесолнечные планеты на плоскости 'большая полуось орбиты планеты - масса звезды'. Черными точками показаны планеты у звезд главной последовательности, синими звездочками - планеты у звезд-субгигантов, красными кружками - планеты у звезд гигантов. Красным треугольником показана HD 112410 b .

Видно, что звезды гиганты практически лишены планет, расположенных ближе 0.6 а.е. Причины этого дефицита планет на тесных орбитах пока не ясны.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.3939.pdf

 

 

15