A forró földi bolygó tömege Kepler-78b meghatározása • Ivan Lavrenov • Tudományos hírek a "Elements" -ről • Csillagászat

A Kepler-78b forró föld-szerű bolygó tömege határozza meg.

Ábra. 1. A csillagfoltok hatása az abszorpciós vonalon a csillag spektrumában. vízszintesen – hullámhossz (növekszik balról jobbra) és az anyag megfelelő mozgási sebessége a felületen, függőleges – egy adott hullámhossz fényintenzitása. A felszín egyes részeinek sugárzása esetén csak egy keskeny abszorpciós vonal van eltolva, amely egy hullámhosszúságnak felel meg v* bűnén. Amikor egy pont jelenik meg ezen a területen, az ebből a területről érkező összes hullámhossz fénye gyengül, de az abszorpciós vonal által már meggyengült fény gyengül. Így minden pont megfelel az erősség megfigyelt függősége emelkedésének a hullámhosszon, amely a vonal rövid hullámú szélén jelenik meg, és forgás közben a hosszú hullámhosszra mozog. Ha megpróbálja leírni a vonalat a szokásos profillal, akkor éppen ellenkezőleg, úgy tűnik, hogy mindez elsőként a pirosra, majd a kék oldalra változik. A star-www.st-and.ac.uk kép

Először határozzák meg a Föld tulajdonságainak megfelelő bolygó paramétereit. A Kepler-78b bolygó sugara 1.17-szerese a Földnek és a tömeg 1,7-szer nagyobb, mint a Földé.A bolygó sűrűsége ugyanaz, mint a Földé (kb. 5,5 g / cm3) a Földhöz hasonló összetételre utal: a Kepler-78b kb. kétharmada szilikátkőből és egyharmad vasból készült. Ugyanakkor jelentős különbség van: a bolygó százszor közelebb van csillagához, mint a Föld a Naphoz, és 2000 ° C feletti hőmérsékletre melegszik.

Az új világok változatossága

Húsz évvel ezelőtt senki, kivéve a tudományos fantasztikus írókat, úgy gondolta, hogy a világok léteznek más csillagok körül. Az észlelésük módszereinek megjelenésével azonban eredmények merültek fel, és most a naprendszeren kívüli bolygók keresése és feltérképezése ugrásszerűen halad. Az exoplanetok száma, amelyeknek létezését megerősítették, már meghaladta az ezer (a számuk legfrissebb adatai az Exoplanet.eu exoplanets katalógusban találhatók).

Senki nem sejtette, mennyire sokszínű a többi csillag bolygórendszere. Úgy gondolják, hogy hasonlít a naprendszerünkre: a sziklás világok közelebb vannak a csillaghoz, a gázolajokhoz – tovább. Valójában a legtöbb nyitott bolygó nem úgy néz ki, mint bármi. Legtöbbjük nagyobb, mint a naprendszer legnagyobb sziklás bolygója – a Föld, de kisebb, mint a legkisebb gázbolygó – az Uranusz és a Neptun.Ráadásul a legtöbbjük a csillagok közelébe forgat, és vannak olyan gázbolygók is, amelyek korábban elképzelhetetlenek voltak. Most a tudósok szembesülnek azzal a feladattal, hogy létrehozzanak egy olyan elméletet, amelybe megtalálják a talált összes exoplanetust, és megértik, hogy az új rendszerek és bolygók a törvények hatálya alá tartoznak, figyelembe véve ezt a sokszínűséget.

Föld analóg keresés

Természetesen az exoplanetológia fontos feladata továbbra is a Földhöz hasonló bolygók keresése: ugyanolyan méretűek, ugyanolyan összetételűek és az úgynevezett lakható zónában vannak, vagyis olyan távolban a csillagtól, hogy a felszínükön folyékony víz lehet. Úgy gondolják, hogy ilyen bolygókat kellett keresni a "szuperföldek" között, vagyis olyan bolygók, amelyek tömege 2-10 földi.

Most a bolygók kimutatására és tanulmányozására más csillagokban két fő módszert alkalmaznak. A tranzit módszer lehetővé teszi, hogy a bolygó a csillag csillagának fényességében csökkenjen, amikor (és ha) a bolygó áthalad a csillag és a megfigyelő között. A fényesség csökkenésének mértéke alapján, a csillag sugara ismeretében kiszámolhatjuk a bolygó sugarát. A Kepler teleszkópnak köszönhetően több ezer új jelöltet tudtak felismerni a bolygó számára, amelynek nagy része 2-3-szor nagyobb, mint a Földé (összehasonlításképpen a Neptunusz sugara körülbelül 4 földfelszíni).

A sugárirányú sebesség módszer lehetővé teszi számunkra, hogy meghatározzuk a bolygó tömegét az alábbiak szerint. A csillag és a bolygó vonzza egymást, és bár a bolygó vonzereje sokszor gyengébb, kiderül, hogy a csillag a rendszer tömegközéppontján forog, esetenként közeledik hozzánk, majd elmozdul. Ebben az esetben a spektrumának abszorpciós vonala a kék területre, majd a vörösre változik. A változás nagysága két nagyságrenddel arányos: a bolygó tömegének aránya és a csillag, valamint a bolygó orbitális sebessége, amely viszont fordítottan arányos a bolygó és a csillag közötti távolság gyökerétől. Más szóval, minél messzebb és könnyebb a bolygó, annál kisebb a sugárirányú sebesség ingadozása.

Ha ismeretes a bolygó mérete (az átszállások megfigyelésétől) és a tömeg (amelyet a radiális sebesség módszer határoz meg), akkor kiszámítható a bolygó sűrűsége, és így kiderül, hogy sziklás vagy gáz.

A bolygók tanulmányozása, melynek segítségével egyidejűleg meghatározható a tömeg és a sugár, hatalmas paraméterek szétszórását és a legtöbb Földhöz való tökéletes eltérést mutatták. A legfeljebb 10 földfelszíni tömegű bolygók között vannak olyan bolygók-óceánok is, amelyek tömegének tíz százaléka víz; mini neptunes,amely szinte teljesen vízből áll, és amely mellett sűrű légköri hidrogén és hélium is van, növelve látszólagos sugarát; és még a miniatűr gázbolygók is, mint a Kepler-11f, melynek tömege csupán 2,3 földi. Az utóbbi sűrűsége a víz sűrűségének majdnem fele, ami azt jelenti, hogy a gáz halmazállapotú hidrogén és hélium a teljes tömegének jelentős részét teszi ki.

Mivel akár csak néhány földi bolygó is gáznak vagy csaknem teljesen vízi élőlénynek számít, akkor körülbelül ugyanakkora méretű bolygók hasonlítanak a Földre? A Kepler teleszkóp által felfedezett bolygók között ígéretes tárgyak vannak. Tehát a Kepler-62e, a Kepler-62f bolygók 1,6-as és 1,4-es sugárral rendelkeznek, és mindketten a csillaguk lakható zónájába fordulnak. De túl kicsiek és messze vannak ahhoz, hogy a radiális sebességek módszerével tanulmányozzák, és tömegük hosszú ideig ismeretlen marad. Az a tény, hogy a lakható térségben elhelyezkedő Föld-szerű bolygókhoz tartozó csillag radiális sebességváltozása amplitúdója kb. 0,1 m / s, ami jóval a meglévő eszközök érzékenységi határánál alacsonyabb (bár a következő generációs eszközök munkaterületére kell esnie, például ESPRESSO – Echelle Spectrograph a Rocky Exoplanet és a Stable Spectroscopic Observations számára).

Mi legyen a bolygó, hogy a tömege még mindig meghatározható legyen? Ebben a kiadásban nagyon szokatlan tárgy érkezett a tudósok – a Kepler-78b-nek. Ez a bolygó mindössze 1,17-szeres a Föld sugara, de százszor közelebb kerül csillagához (az egyik "éve" egyenlő 8,5 Földóra). Korábban a tudósok nem feltételezték, hogy a bolygók olyan közel állhatnak a csillagukhoz. Az utólagos elemzés azonban lehetővé tette az összes alternatív lehetőség kizárását (például az a tény, hogy a vizsgált csillag mögött elhelyezkedő, de nagyon közel álló csillagok mögött elhelyezkedő csillagok párja az égen egy változó összetevőt ad hozzá, amely hasonló a bolygó átjáróihoz a csillagon belül). A Kepler-78b valóban egy bolygó, amelynek mérete kissé nagyobb, mint a Föld. Ugyanakkor a pályája sugara csak 1,7-szer nagyobb, mint a szülőcsillag Kepler-78 sugara, ezért a csillag radiális sebességének várható változása tízszer nagyobb, mint egy hasonló bolygón a lakható zónában. És már korszerű eszközökkel is rögzíthető.

A sugárirányú sebesség módszerének korlátai

Itt érdemes megemlíteni a radiális sebesség módszerének összetettségét. Annak ellenére, hogy a korszerű eszközök és módszerek tökéletessége a radiális sebesség függvényeinek időben történő elemzésére szolgál,pontosságuk nem haladja meg a másodpercenként több métert (ez a sorok hullámhosszának a spektrumban való eltolódása százmillióthoz képest a hullámhosszon belül!). Ez elkerülhetetlen, hiszen számos nehézség és tényező van, amelyek versenyeznek a csillag radiális sebességének a bolygó által okozott ingadozásával, és megnehezítik a jelkeresést. Róluk és részletekbe menően.

Először is, a csillag forgásának köszönhetően a spektrum vonalai kibővülnek, és követni kell a vonalak eltolódását, szélességüknél sokkal kisebbek. Ennek oka. Az egyik végén a csillag ügye megközelít minket, a másik végén pedig eltávolítjuk, és középen oldalra mozog, de nem a megfigyelő felé. Mindezek a mozgások hozzájárulnak a spektrum minden vonalának pozíciójához, ezért minden sor szélességi sorrendje v/c (hullámhosszához viszonyítva), hol v jellemzi az anyag mozgásának lineáris sebességét a csillag felületén, ahogy a látómezőn (több kilométer per másodperc) forgatja, és a – a fénysebesség. Szükséges, hogy a vonalak szélessége ezerszer kisebb legyen, mint a maguk szélessége. Szerencsére a matematikai feldolgozás és a referenciaspektrum összehasonlítása a rögzített forrásból közvetlenül a spektrográfban található, lehetővé teszi az ilyen műszakok észlelését és mérését. De más tényezők is hozzájárulnak a hibához.

A csillag lemezén lévő foltok forgatnak vele, és amikor a folt a csillag széle mentén jelenik meg, ami az irányba mozog, ahogy forgat, az ebből a szélből jövő fényrész gyengül. Ez jellemző változásokat okoz az abszorpciós vonalak profiljában (1. Ábra), amely a vonal helyzetének megpróbálásakor úgy néz ki, mintha az egész csillag eltávozott volna tőlünk (vagy nekünk, ha a folt a csillag ellentétes szélén állt). A teljes radiális sebesség megfelelő amplitúdója 10 m / s nagyságrendű, bár valójában a csillag nem mozog sehová.

A plazma konvekció által okozott csillogó granuláció szintén hozzájárul a radiál-sebesség oszcillációhoz. A növekvő gázáramok a csillag mélyéből a látható felületre jutnak, ahol lehűlnek, kiemelik az energiájukat az űrbe, és visszaengednek, a keverő anyagot a konvektív zónában. Ezek a patakok konvekciós oszlopokat képeznek, és a szemcsék, az ilyen oszlopok látható csúcsai granulátumot képeznek. A megfigyelés geometriája miatt a gáz emelkedő áramlása (az egyes granulátumok középpontja) a megfigyelő felé halad, és a lefelé irányuló áramlásokon (a granulák közötti határokon), éppen ellenkezőleg, a megfigyelőtől.Különböző időkben különböző számú felfelé irányuló áramlás található a csillag lemezén, és ez a spektrum eltolódását okozza (a kék régióban, ha több van, pirosban, ha kevesebb van) a granulátum élettartamához hasonló időintervallumokban. A Nap és a hasonló csillagok (és ezek a többség a Kepler-mintában) ezúttal több óra van, és a csillag felületén csökkenő gravitációs erővel növekszik: a piros óriásoknak hosszabb pelletük van, és a vörös törpének kicsit kevesebb.

Ezenkívül az egész csillag oszcillálja egészében (ez a jelenség az asztrózizmológiát vizsgálja), és ezek a rezgések is tükröződnek a spektrumban, mivel megfelelnek a csillag látható felületének mozgásában. Mindezek a folyamatok amplitúdója másodpercenként több méteres sorrendben vannak, és egymásra helyezik a sugárirányú sebesség oszcillációit, amelyet az egész csillag mozgása okozott a bolygó vonzerejének hatására.

Amikor távoli csillagokat tanulmányozunk, amelyek 1-2 ezer könnyű év távoliak és ezért nagyon homályosak (ezek a csillagok leginkább a Kepler teleszkóp által megfigyeltek), egy másik nehézség merül fel. A csillagok fénye a detektorban adagokban, kvantum formában és alacsony fényerősségben belép, számuk elégtelen lehet,különösen a nagy felbontású spektroszkópiára, amely a sugárirányú sebesség módszerének alapja. A spektrográf működési elve a párhuzamos sugarak "szivárvány" bomlására épül, amelyet egy olyan érzékelőnek küldenek, amely úgy néz ki, mint egy kameramátrix (de sokkal érzékenyebb). A detektor szomszédos elemein a HARPS-N spektrográfban fellépő hullámhosszúság különbsége 0,000145 nm, ami azt jelenti, hogy a több százmásodpercnyi hullámhosszú látható tartományból származó fénynek több százezer képpontja van, amelyek mindegyikének elégnek kell lennie fotonok. A csillag alacsony fényereje esetén a vonal profilja nem lesz sima, de törött, ami lebontja a pozíció pontos meghatározásának pontosságát matematikai módszerekkel (ez az úgynevezett lövés).

Emellett más tényezők is szerepet játszanak. Így a sugárzási sebesség függ a csillag mozgásától a megfigyelőhöz viszonyítva, és ez a sebesség magában foglalja a Föld forgási sebességét a Nap körül (30 km / s), a Föld forgása tengelye körül (százméter / s), és még a Hold által keltett orbitális mozgás zavara is a naprendszer más testei (méter / másodperc és kevesebb).

A jelek ezen oszcillációinak egymástól való elválasztásához nagyon hatékony módszer jön a mentésre, amely a Fourier-transzformáción alapul.Ez a transzformáció a jelben időszakos függéseket mutat be, maga a jel (azaz a spektrális vonalak eltolódásának függvénye) időbeli változását az amplitúdó függésévé az egyes komponensek időtartamára, és az e jelhez hozzájáruló folyamatok a függőségi görbén csúcsokként jelennek meg – időtartamára (az úgynevezett periodogramok, 2. ábra).

Ábra. 2. Példák a periodogramokra. fel – a Kepler-78 csillag fényerejének változás periódusa a Kepler távcső szerint. Csúcs balra megfelel a bolygó átmeneteinek, és tüskék jobbra – a foltok áthaladása a csillag lemezén. Középen – a Kepler-78 csillag radiális sebességének "nyers" periodogramja a HARPS-N szerint. Lent lent – periodogram a bolygó és a parazita csúcsok kivételével minden más jel kizárása után. Felhívjuk a figyelmet arra, hogy a zaj és a hamis csúcsok igen erősek, és csak a jelenlegi orbitális időszak ismerete lehetővé tette számunkra, hogy 0,355 nap alatt azonosítsuk a megfelelő bolygócsúcsot. Ha a bolygó könnyebb lenne, akkor a csúcs kevesebb lenne. Nyilvánvaló, hogy mennyire kevésbé zaj és tisztább csúcsok vannak a transzmissziók periodogramjáról a sugárirányú sebességekhez képest – a tranzit módszer jelenleg sokkal érzékenyebb, mint a radiális sebességmód, azonban az első csak sugárral rendelkezik, a második csak a bolygó tömegét.Francesco Pepe és munkatársai által tárgyalt cikkek képei a természet

A Nap körüli orbitális mozgásának sebessége több ezer alkalommal nagyobb, mint a csillag radiális sebességének ingadozása, de az idő függése pontosan ismert, mint a Naprendszerhez kapcsolódó egyéb tényezők. A földi év és a föld napjainak időtartama pontossággal ismeretes, akár egy másodperc törtszámú milliárdokig, és maguk a sebességek akár százmillióig is lehetnek, ami lehetővé teszi ezen "interferenciák" pontos értékének a radiális sebességjelből történő levonását. A csillagok foltjai közötti interferenciáknak a tengelye körüli forgatásával megegyező vagy többszörösének kell lennie, és az astroseizmikus rezgések interferenciája a csillag lüktetésének időtartamával megegyező jellegzetességgel tér vissza, és ezek a korszakok a csillag spektrumának elemzésével ismerhetők fel. A háttérfolyamatok kimutatása után legmagasabb csúcsok általában a bolygók orbitális mozgásának (vagy a bennük levő részarányos értékeknek felelnek meg), amelyek akkor következnek be, ha a pályák erősen hosszúkásak. A háttérfolyamatok időtartamának és intenzitásának azonosítása után figyelembe lehet venni, ami azt jelenti, hogy pontosabban mérik a csillag radiális sebességének változásait.

A mérési adatok és a modelladatok összehasonlításával (leírva a csillag sugárirányú sebességének változásait a bolygó hatása alatt), meg lehet határozni a bolygó hozzávetőleges tömegét. A jó közelítés olyan tömegnek számít, amelynél a modell a legmegfelelőbb a megfigyelések eredményével. A valóságban természetesen a periodogramok összetett megjelenésűek, és a kivonás – véletlenszerű ingadozások és interferenciák után még fennmaradó zaj – még mindig magával a jelzéssel összehasonlítható. Milyen összetett egy ilyen elemzés az 55 Cancri e bolygó példáján, 8 földi tömeggel. Az orbitális periódus 1,7 nap volt, de az átjárók megfigyelése után kiderült, hogy az időszak pontosan egy föld napja rövidebb, és a bolygót a csillaga sokkal erősebbé teszi, mint amilyet először gondoltak.

A Kepler-78b tömege és tulajdonságai

A Kepler-78b tömegének meghatározásakor a tudósok teljes egészében a sugárirányú sebesség módszerének nehézségeivel szembesülnek. A 55 Cancri-el ellentétben már ismert volt a Kepler-78b orbitális periódus, de a bolygó kisebb méretének köszönhetően a sugárirányú sebesség várható változása nem haladta meg a másodpercenként több métert, ami azt jelentette, hogy a keringési periódusnak megfelelő rezgések a lehető legpontosabban legyenek.Az észrevételeket két eszközzel egyidejűleg végeztük. A Francesco Pepe által vezetett több intézet kutatói egy csoportot készítettek egy megfigyelésen, egy HARPS-N spektrométerrel, amely egy 3,6 m-es távcsőre volt felszerelve a Kanári-szigeteki megfigyelőközpontban. A másik csapat, amelyet Andrew Howard vezetett, a HIRES spektrométeren található a Keck 10 méteres Keck teleszkópján, Hawaii-ban. Mindkét eszköz esetében a radiális sebesség várható amplitúdója gyakorlatilag 1 m / s határérték alatt van. Elvileg ezt a határt már át lehet ölni: az Alpha Centauri rendszer második csillagának sikerült megtalálnia a bolygót (lásd az Alpha Centauri Bb-t), ami 0,5 am / s sugárirányú 0,5 am / s sebességet ad, de ezt a pontosságot az Alpha Centauri közelsége és fényessége , és a csillag Kepler-78 fényereje 20 000-szer kevesebb.

A Kepler-78b kivételesen rövid orbitális periódusa hozzájárult a hasznos jel kivonásához. A HIRES spektrográfán minden megfigyelés 12 félórás expozíciósorozatot tartalmazott, amelyek az éjszakai nagyrészt elfoglalták (3. Ebben az időben a bolygó sikeresen átengedte pályafutásának jelentős részét, és a sugárzási sebességnek szigorúan meghatározott módon kellett megváltoznia, amelyet az orbitális mozgás törvényei határoztak meg. Ennek megfelel és jelzést mutat.Ugyanakkor a csillag tevékenységének hatása nincs időnkre, hogy megnyilvánuljon: a foltok megjelennek és eltűnnek a lemezen néhány napon belül – egy idő, amely hasonlít a tengelye körüli forgatás periódusához.

Ábra. 3. A Kepler-78 csillag radiális sebességének mérése a HIRES spektrográfon. egy – forrásjelzés az összes zavarás kivonásával, kivéve a csillag működését. A hosszú távú oszcillációkat a csillagok aktivitása okozza, a rövid periódusos rezgéseket az orbitális mozgás okozza. Piros vonal – a sugárirányú sebesség modellezése, fekete pontok – egyéni expozíció. függőleges késleltetett sugárirányú sebesség m / s-ban, vízszintesen – a föld napja. j – Az összes megfigyelés eredménye az orbitális fázis függvényében, a csillag működésének kivonásával. vízszintesen Az orbitális fázis késleltetett, a szállítás 0 ° -os. k – ugyanaz a függőség, miután átlagolták az összes mérést egy, a jelzett pontokhoz közeli fázisban. Piros vonalak tovább j és k – az adatokhoz leginkább releváns modellfüggések. Az Andrew W. Howard és mtsai. a természet

Sokkal nyilvánvalóbb az a hatásuk, hogy összehasonlítják a különféle éjszaka során kapott adatokat, de a tudás megmentődött, hogy ezeknek az oszcillációknak az időtartama megegyezik a csillag tengelye körüli, vagy annak részével való forgatásának időtartamával.Ezenkívül megjelennek és eltűnnek a csillag felszínén megjelenő foltok (ami a régi korrekciók eltűnésével és újak megjelenésével jár együtt, ugyanabban az időszakban a sinusoidák formájában, de az előzőektől és a különböző amplitúdóktól való tetszőleges távolságra tolódott), és a bolygó mindig eléri a pályáját folyamatosan és simán. A tudósok szerint a csillag aktivitás és az orbitális mozgás által okozott rezgések közötti fáziseltolódás nem megmaradt. Ugyanakkor a bolygó orbitális mozgásának fázisa az átjárókból is ismert: amikor a bolygó a csillag és a megfigyelő között áthalad, a radiális sebesség nyilván nulla.

Kivéve a szinuszos korrekciókból származó jelet a csillag forgásának megfelelő periódusokkal, a tudósok elérték a kizárást. Ebben az esetben ez azt jelenti, hogy a bolygónak megfelelő jel a lehető legközelebb van az ismert paraméterek várt jeléhez (orbitális periódus, ismert fázis és nulla excentricitás). Mindezeket figyelembe véve a tudósok kiderítették, hogy a radiális-sebesség oszcillációk végső fél amplitúdója 1,66 ± 0,40 m / s, és a bolygó tömege 1,69 ± 0,41 tömeg a Földből.

A HARPS-N megfigyelések 30 perces expozíciókat is tartalmaztak, de ellentétben a HIRES-minden éjszaka csak két mérést végeztek a várható maximális és minimális sugársebesség közelében (a bolygó helyzete "a csillag oldaláról", fázis kvadratúra φ = 90 ° és φ = 270 °, 4. ábra). Ez lehetővé tette a szükséges megfigyelési idő minimalizálását (a HARPS-spektrográfának a feladata, hogy több tucat bolygót fedezzen fel a Kepler által feltárt) és regisztrálja a radiális sebesség függésének legjelentősebb részleteit időben. Ezt egy rövid orbitális periódus is megkönnyítette, ami miatt két ilyen mérés egy éjszakára illeszkedik. A csillag aktivitása által okozott hosszú periódusú oszcillációk hozzájárulását egyszerűen két megfigyelés átlagolásával nyertük meg egy éjszakán át, mivel az orbitális ellentétes részeknek megfelelő sugárirányú sebességek egyenértékűek és ellentétesek a jelben. További statisztikai feldolgozás azt mutatta, hogy a jel fele amplitúdója 1,96 ± 0,32 m / s, és megfelel a Föld tömegének 1,86 (+0,38; -0,25) tömegű bolygójának, amely összhangban van egy "versengő" tanulmány eredményeivel HIRES. Itt meg kell jegyeznünk, hogy a tömeg meghatározásában a hiba nagyobb, mint a radiális sebesség, mivel a sugárirányú sebességet nem a bolygó tömege, hanem a bolygó és a csillag tömegének aránya határozza meg.Az utóbbi némi hibával ismert: 0,758 ± 0,046 naptömeg a HARPS-N parancs szerint és 0,83 ± 0,05 naptömeg a HIRES parancs szerint.

Ábra. 4 fel – a radiális sebesség függősége (függőleges, m / s-ban) a megfigyelés időpontjától (vízszintesen, a szárazföldi napokban) a Kepler-78 csillag esetében, amelyet HARPS-N spektrométerrel kaptunk. Függőleges vonalszakaszok megjeleníti az egyedi mérések hibáját (főként a foton lövés okozta zaj miatt). Expozíciós idő – 30 perc. A granulálás időskálája több óra, tehát hatása alatt nincs ideje megjelenni egy expozíció alatt, de befolyásolja a szomszédos expozíciók eredményét. A foton zajjal kapcsolatos variancia 2,3 m / s, és a teljes diszperzió 4,08 m / s. Lent lent – a sugárirányú sebesség függvénye az időben, amelyet úgy kapunk, hogy a jelek részeit egymáshoz viszonyítva az egész orbitális periódusok számával ("fázisátszórás", az összes mérés ugyanabban az orbitális fázissal egészíti ki). Fekete darabok megmutatja az egyedi mérések hibáját (főként a foton lövésnek köszönhetően), piros szegmensek – az összes mérés ugyanazon az orbitális fázissal történt kiegészítése után, fekete szinusz hullám – a radiális sebesség számított ingadozása a bolygó tömegéhez, amely leginkább megfelel a megfigyelési adatoknak. Francesco Pepe és munkatársai által tárgyalt cikkek képei a természet

Így a bolygó sűrűsége 5,4 (+3; -1,5) g / cm3. Az ilyen hiba jelentős kompozíciós bizonytalanságokat tesz lehetővé, de a legvalószínűbb érték szerint a Kepler-78b, mint a mi Földünk, kétharmada szilikátkőből és egyharmad vasból áll. A méretben a Kepler-78b is hasonló a Földhöz, mint bármely más bolygó, ahol a tömeg és a sugár ismert (5.

Ábra. 5. Planet Kepler-78b a Földhöz képest. A apod.nasa.gov nevű kép

Azonban a különbség feltűnő: a bolygó százszor közelebb kerül csillagához, mint a Föld a Naphoz, és ezerszer több csillagfényt kap. A bolygó napi oldalát 2000-2500 ° C-ra hevítik, és talán a láva szilárd óceánja. Az ilyen világ kialakulása megmaradhatatlan. Az a tény, hogy a csillagok a molekuláris felhők összeomlásával jönnek létre, és életük kezdetén nagyobbak, mint később, amikor a tömörítés megszűnt. A Kepler-78b bolygó nem alakulhat ki jelenlegi pályáján, mert a rendszer kialakulásának pillanatában ez a pályán belül volt a csillag!

Ábra. 6. Példa a bolygók planetáris szórására.Közelebb kerülnek egymáshoz, két hatalmas bolygó gravitációsan kölcsönhatásba kerül, és élesen megzavarja egymás pályáját. Ennek eredményeképpen az egyik bolygó szinte körkörös pályán helyezkedik el a korábbi perihelion távolságától, és a második bolygó elhagyja a csillagrendszert. Ábra. az exoplanets.org-tól

A bolygók egyik lehetséges útja az ilyen pályák elérése, a bolygók – bolygószórás (6. A fiatal bolygórendszerekben a pályák gyakran olyan instabilak, hogy két bolygó egymáshoz közel állnak egymás mellé. Ha a bolygók masszívak és a járat elég közel ahhoz, hogy a bolygók legyőzzék a csillag vonzerejét, pályájuk drasztikusan változik (ellentétben a lassan változó orbitális paraméterekkel a gyenge gravitációs perturbációk hatására nagy távolságra, mint a Naprendszerben). Ezt követően az egyik bolygó egyenesen egy csillag felé repülhet, és egy ellipszis pályán végződik, amely tízszeres közelebb van a perhelionhoz, mint a találkozás távolsága. A perihelion minden egyes szakaszán a bolygó orbitális mozgásának energiájának egy része árapályos erők formájában alakul ki (amelyek ilyen nagy távolságra vannak). Ez az aphelion távolságának fokozatos csökkenéséhez vezet.Végül egy ilyen bolygó szinte körkörös pályán találja magát a korábbi perihelion távolságától. Ebben a forgatókönyvben a második bolygó valószínűleg teljesen elhagyja a csillagrendszert. Ha az első bolygó nagyobb, mint minden olyan test, amelynek pályái aphelionja és perihelionja között vannak, akkor szintén ki fogják kerülni a rendszert. Ez magyarázza, hogy a forró Jupiter rendszerekben általában csak egy bolygó van.

A Kepler-78b esetében kevésbé világos: tömege elég kicsi ahhoz, hogy ne csak a rendszer belsejét tisztítsa, hanem általában a bolygók planetáris szórásában való részvételt is. Ehhez a mechanizmushoz szükséges, hogy a bolygók sebességének változása ne legyen kisebb, mint a csillag körül körüli keringési sebesség. De ez a változás nem lehet nagyobb, mint az egymáshoz kapcsolódó bolygók nehezebb második kozmikus sebessége. Például a Föld keringési sebessége 30 km / s, a második térsebesség pedig 11 km / s. Így csak a kellően nehéz bolygók vehetnek részt a bolygók planetáris szórásában. Talán maga a Kepler-78b is egy jég óriás volt, mint a Neptune, és még néhány tucatszor is mérlegelt, de a tömeg legnagyobb részét elveszítette az illékony anyagok párolgása miatt a csillag sugárzás hatására a jelenlegi pályáján.

A exoplanets keresés és kutatás aktívan folytatódik. A Kepler teleszkóp már befejezte küldetését, hogy átvizsgálja a tranzit exoplaneteket, de még mindig van néhány ezer be nem vizsgált jelölt adatai. A HARPS-N spektrográfot is felépítették, hogy megvizsgálják őket a radiális sebesség módszerrel (az előző verziót, a HARPS-ot a déli féltekén telepítették, és onnan a Cygnus és a Lyra csillagképek, ahol a Kepler célpontjainak többsége található) nem láthatóak. Tehát a legérdekesebb rendszerek, például a Kepler-11, a Kepler-20 és mások kutatásainak új eredményeit várjuk.

forrás:
1) Andrew W. Howard et al. Egy sziklás kompozíció egy földi exoplanethez // természet. 2013. V. 503. 381-384.
2) Francesco Pepe et al. Földméretű, földszerű sűrűségű bolygó // természet. 2013. V. 503. P. 377-380.

Ivan Lavrenov


Like this post? Please share to your friends:
Vélemény, hozzászólás?

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