Jisim planet seperti bumi panas Kepler-78b ditentukan • Ivan Lavrenov • Berita sains mengenai "Unsur" • Astronomi

Jisim planet seperti bumi panas Kepler-78b ditentukan.

Rajah. 1. Perwakilan skematik pengaruh bintik-bintik bintang pada garis penyerapan dalam spektrum bintang. Horizontally – panjang gelombang (meningkat dari kiri ke kanan) dan kelajuan pergerakan bahan yang sama pada permukaan, menegak – intensiti cahaya panjang gelombang yang diberikan. Dalam radiasi setiap bahagian permukaan hanya terdapat garis penyerapan sempit yang dipindahkan dengan panjang gelombang sepadan dengan v* dosai. Apabila suatu tempat muncul di kawasan ini, cahaya semua panjang gelombang yang datang dari kawasan ini melemah, tetapi cahaya yang telah lemah oleh garis penyerapan melemahkan kurang. Oleh itu, setiap titik sepadan dengan kenaikan ketergantungan yang diperhatikan terhadap intensiti pada panjang gelombang, yang muncul pada pinggir gelombang pendek garis dan beralih kepada panjang gelombang panjang semasa putaran. Sekiranya anda cuba menggambarkan garis dengan profil biasa, maka, sebaliknya, ia akan kelihatan seolah-olah beralih pertama ke merah dan kemudian ke sisi biru. Imej dari star-www.st-and.ac.uk

Untuk pertama kalinya, parameter planet yang cukup dekat dalam sifat-sifat ke Bumi ditentukan. Radius planet Kepler-78b adalah 1.17 kali ganda Bumi dan beratnya adalah 1.7 kali ganda lebih besar daripada Bumi.Ketumpatan planet ini sama dengan bumi (kira-kira 5.5 g / cm3), menunjukkan komposisi yang serupa dengan bumi: Kepler-78b adalah kira-kira dua pertiga terdiri daripada batu silikat dan satu pertiga besi. Walau bagaimanapun, terdapat perbezaan yang signifikan: planet ini seratus kali lebih dekat dengan bintangnya daripada Bumi ke Matahari, dan dipanaskan pada suhu di atas 2000 ° C.

Pelbagai dunia baru

Dua puluh tahun yang lalu, tiada seorang pun kecuali para penulis fiksyen sains percaya bahawa terdapat dunia di sekitar bintang-bintang lain. Walau bagaimanapun, dengan adanya kaedah untuk pengesanan mereka, keputusan telah muncul, dan kini carian dan penerokaan planet-planet di luar sistem suria mengambil langkah besar. Bilangan exoplanet yang kewujudannya telah disahkan telah melebihi seribu (data terbaru pada nombor mereka boleh didapati dalam katalog Exoplanet.eu exoplanets).

Tiada siapa yang disyaki bagaimana pelbagai sistem planet bintang lain akan menjadi berbeza. Mereka sepatutnya menyerupai sistem suria kita: dunia berbatu dekat dengan bintang, gergasi gas – selanjutnya. Malah, kebanyakan planet terbuka tidak kelihatan seperti apa-apa. Kebanyakannya lebih besar daripada planet berbatu terbesar di dunia solar – Bumi, tetapi lebih kecil daripada planet gas terkecil – Uranus dan Neptunus.Di samping itu, kebanyakan mereka berputar dekat dengan bintang-bintang mereka, dan terdapat juga planet-planet gas, yang sebelum ini kelihatan tidak dapat difikirkan. Sekarang para saintis menghadapi tugas: mencipta teori yang mana semua exoplanet yang didapati akan masuk, dan untuk memahami bagaimana sistem dan planet baru tertakluk kepada undang-undang yang mengambil kira semua kepelbagaian ini.

Carian analog bumi

Tentunya, tugas penting eksoplanetologi tetap mencari planet-planet yang sama dengan Bumi: mempunyai saiz yang sama, komposisi yang sama dan berada di zon yang boleh dihuni, iaitu, pada jarak seperti dari bintangnya, air cair boleh wujud di permukaannya. Adalah dipercayai bahawa ia adalah perlu untuk mencari planet-planet sedemikian di kalangan "super-bumi", iaitu, planet dengan jisim 2-10 daratan.

Sekarang untuk pengesanan dan kajian planet di bintang lain, dua kaedah utama digunakan. Kaedah transit membolehkan untuk mengesan planet dengan penurunan kecil dalam kecerahan bintangnya, ketika (dan jika) planet itu berlalu di antara bintang dan pemerhati. Mengikut tahap penurunan kecerahan, mengetahui radius bintang, seseorang dapat mengira radius planet. Terima kasih kepada teleskop Kepler, adalah mungkin untuk mengesan beribu-ribu calon baru untuk planet ini, kebanyakannya mempunyai radius 2-3 kali lebih besar daripada Bumi (untuk perbandingan, jejari Neptunus adalah lebih kurang 4 daratan).

Kaedah halaju radial membolehkan kita menentukan jisim planet seperti berikut. Bintang dan planet ini saling menarik, dan walaupun daya tarikan planet ini berkali-kali lemah, ternyata bintang itu berputar di sekitar pusat jisim sistem, kadang-kadang menghampiri kita, kemudian bergerak. Dalam kes ini, garisan penyerapan dalam peralihan spektrumnya ke rantau biru, kemudian ke merah. Besarnya pergeseran ini adalah berkadar dengan dua kuantiti: nisbah massa planet dan bintang, serta halaju orbital planet, yang, sebaliknya, berkadar songsang dengan akar dari jarak dari planet ke bintang. Dalam erti kata lain, semakin jauh dan lebih ringan planet ini, semakin sedikit turun naik dalam halaju radial.

Sekiranya saiz planet (dari pemerhatian transit) dan jisim (ditentukan oleh kaedah halaju radial) diketahui, maka adalah mungkin untuk mengira ketumpatan planet dan, oleh itu, mengetahui jika ia berbatu atau gas.

Kajian planet-planet, yang mana mungkin untuk menentukan secara serentak jisim dan jejari, menunjukkan penyebaran parameter yang besar dan ketidaksetaraan yang hampir sama dengan kebanyakannya ke Bumi. Antara planet dengan jisim sehingga 10 daratan terdapat juga planet-oceans, puluhan peratus jisimnya adalah air; neptunes mini,yang terdiri daripada air hampir sepenuhnya dan mempunyai tambahan suasana hidrogen dan helium yang padat, meningkatkan jejari mereka yang jelas; dan bahkan planet-planet gas kecil seperti Kepler-11f dengan massa hanya 2.3 daratan. Ketumpatan yang kedua adalah hampir separuh kepadatan air, dan ini bermakna hidrogen gas dan helium membentuk sebahagian besar jisimnya.

Oleh kerana planet-planet dengan massa hanya beberapa daratan berubah menjadi gas atau hampir sepenuhnya akuatik, maka mungkin planet-planet yang kira-kira saiz yang sama kelihatan seperti Bumi? Antara planet yang ditemui oleh teleskop Kepler adalah objek yang menjanjikan. Oleh itu, planet Kepler-62e, Kepler-62f masing-masing mempunyai radiasi 1.6 dan 1.4 daratan, dan kedua-duanya beralih di zon bintang yang boleh dihuni oleh bintang mereka. Tetapi mereka terlalu kecil dan jauh dikaji oleh kaedah halaju radial, dan jisim mereka akan kekal tidak diketahui untuk masa yang lama. Hakikatnya, amplitud perubahan radial bintang yang berkaitan dengan planet-planet seperti Bumi yang terletak di zon yang boleh dihuni adalah kira-kira 0.1 m / s, yang jauh di bawah had kepekaan instrumen yang sedia ada (walaupun ia harus jatuh ke dalam pelbagai fungsi instrumen generasi akan datang, seperti ESPRESSO – Spektrograph Echelle untuk Exoplanet Rocky dan Pemerhatian Spectroscopic Stabil).

Apa yang seharusnya menjadi planet, supaya jisimnya masih boleh ditentukan? Dalam isu ini, objek yang sangat luar biasa datang kepada bantuan saintis – Kepler-78b. Planet ini mempunyai radius hanya 1.17 kali jari-jari Bumi, tetapi berputar seratus kali lebih dekat dengan bintangnya (salah satu daripada "tahun "nya bersamaan dengan 8.5 jam Bumi). Sebelum ini, saintis tidak mengandaikan bahawa planet boleh wujud begitu dekat dengan bintang mereka. Bagaimanapun, analisa berikutnya dibenarkan untuk mengecualikan semua kemungkinan alternatif (seperti fakta bahawa pasangan bintang berubah-ubah yang terletak di belakang bintang di bawah kajian, tetapi sangat dekat dengannya di langit, menambah cahayanya komponen berubah seperti planet transit di bintang itu sendiri). Kepler-78b sebenarnya adalah planet yang saiznya lebih kecil daripada Bumi. Pada masa yang sama, jejari orbitnya hanya 1.7 kali lebih besar daripada jejari bintang induk Kepler-78, oleh kerana itu, variasi yang dijangka dalam halaju jejarian bintang itu adalah puluhan kali lebih besar daripada planet yang sama di zon yang boleh dihuni. Dan ia sudah boleh diperbaiki dengan peranti moden.

Batasan kaedah halaju radial

Di sini adalah penting untuk memberitahu tentang kerumitan kaedah halaju radial. Walaupun semua kesempurnaan instrumen dan kaedah moden untuk menganalisis kebergantungan yang terhasil dari halaju radial pada masa,ketepatan mereka tidak melebihi beberapa meter sesaat (ini sepadan dengan pergeseran panjang gelombang garis dalam spektrum oleh seratus juta dari panjang gelombang itu sendiri!). Ini tidak dapat dielakkan, kerana terdapat banyak kesukaran dan faktor yang bersaing dengan turun naik dalam halaju radial bintang yang disebabkan oleh planet ini dan merumitkan pencarian isyarat. Mengenai mereka dan beritahu lebih terperinci.

Pertama sekali, disebabkan oleh putaran bintang, garis-garis dalam spektrumnya diperluas, dan ia perlu untuk mengesan peralihan garisan, jauh lebih kecil daripada lebarnya. Ini kerana ini. Pada satu hala, perkara bintang itu menghampiri kita, di sisi lain ia dikeluarkan, dan di tengahnya bergerak ke sisi, tetapi tidak ke arah pemerhati. Semua pergerakan ini menyumbang kepada kedudukan setiap baris dalam spektrum, dan oleh itu semua baris mempunyai lebar urutan v/c (berbanding dengan panjang gelombang mereka), di mana v menyifatkan unjuran halaju linear gerakan benda pada permukaan bintang kerana ia berputar pada paksi penglihatan (beberapa kilometer sesaat), dan dengan – kelajuan cahaya. Ia adalah perlu untuk mengesan peralihan seribu kali lebih kecil daripada lebar garis itu sendiri! Mujurlah, kaedah pemprosesan matematik dan perbandingan dengan spektrum rujukan dari sumber tetap yang terletak secara langsung dalam spektrograph, memungkinkan untuk melihat dan mengukur walaupun perubahan itu. Tetapi faktor lain menyumbang kepada kesilapan.

Titik-titik pada cakera bintang berputar dengannya, dan ketika tempat itu muncul di pinggir bintang, yang bergerak ke arah kami ketika berputar, bagian dari cahaya yang datang dari pinggir ini melemah. Ini menyebabkan perubahan ciri-ciri dalam profil garisan penyerapan (Rajah 1), yang, apabila cuba mengukur kedudukan garisan, kelihatan seolah-olah seluruh bintang telah berpindah dari kami (atau kepada kami jika tempat itu terputus di pinggir bertentangan bintang). Amplitud yang sama dari keseluruhan halaju radial adalah susunan 10 m / s, walaupun pada hakikatnya bintang itu tidak bergerak di mana-mana sahaja.

Granulasi cemerlang yang disebabkan oleh konveksi plasma juga menyumbang kepada ayunan jejarian radial. Aliran gas menaik memindahkan haba dari kedalaman bintang ke permukaan yang kelihatan, di mana mereka menyejuk, menonjolkan tenaga mereka ke angkasa, dan tenggelam ke belakang, mencampurkan bahan di zon convol. Aliran-aliran ini membentuk lajur konveksi, dan butiran-butiran, perincian yang kelihatan pada lajur individu tersebut, membentuk struktur berbutir yang disebut granulasi. Oleh kerana geometri pemerhatian, gas dalam aliran menaik (di tengah setiap granul) bergerak ke arah pemerhati, dan dalam aliran menurun (di sempadan antara granul) – sebaliknya, dari pemerhati.Pada masa yang berlainan, terdapat aliran arus yang berbeza terletak di cakera bintang, dan ini menyebabkan perubahan dalam spektrum (di rantau biru, jika terdapat lebih banyak, dalam merah, jika terdapat lebih sedikit) pada selang masa yang setanding dengan hayat granul. Bagi Matahari dan bintang yang serupa (dan ini adalah majoriti dalam sampel Kepler) kali ini adalah beberapa jam, dan ia bertambah dengan daya graviti menurun di permukaan bintang: gergasi merah mempunyai pelet yang lebih panjang dan kerdil merah mempunyai sedikit kurang.

Di samping itu, seluruh bintang berayun secara keseluruhan (fenomena ini meneroka astroseismology), dan getaran ini juga tercermin dalam spektrum, kerana ia sesuai dengan pergerakan permukaan bumi yang kelihatan. Semua proses ini mempunyai amplitud perintah beberapa meter sesaat dan ditumpangkan pada ayunan halaju radial yang disebabkan oleh pergerakan seluruh bintang secara keseluruhan di bawah pengaruh daya tarikan planet ini.

Apabila mengkaji bintang-bintang jauh yang berjarak 1-2 ribu tahun cahaya jauh dan oleh itu sangat redup (ini adalah bintang-bintang yang paling banyak diperhatikan oleh teleskop Kepler), satu lagi kesukaran timbul. Cahaya dari bintang memasuki pengesan dalam bahagian, dalam bentuk quanta, dan pada kecerahan yang rendah, bilangannya mungkin tidak mencukupi,terutamanya untuk spektroskopi resolusi tinggi, yang mendasari kaedah halaju radial. Prinsip operasi spectrograph adalah berdasarkan penguraian sinaran selari ke dalam "pelangi", yang dihantar ke pengesan yang kelihatan seperti matriks kamera (tetapi lebih sensitif). Perbezaan dalam panjang gelombang kejadian pada unsur jiran pengesan dalam spektrograph HARPS-N ialah 0.000145 nm, yang bermaksud bahawa untuk cahaya dari jarak yang kelihatan dengan panjang gelombang perintah beratus-ratus nanometer terdapat beratus-ratus ribu piksel, setiap yang sepatutnya mempunyai cukup foton. Pada kecerahan bintang yang rendah, profil garis tidak akan lancar, tetapi pecah, yang merendahkan ketepatan menentukan kedudukannya menggunakan kaedah matematik (ini dipanggil bunyi tembakan).

Di samping itu, faktor lain memainkan peranan. Oleh itu, halaju radial bergantung kepada gerakan bintang yang relatif kepada pemerhati, dan halaju ini juga merangkumi halaju orbit bumi di sekitar Matahari (30 km / s), putaran Bumi di sekeliling paksi (beratus meter / s) dan juga pergerakan gerakan orbit oleh Bulan dan badan-badan lain sistem solar (meter sesaat dan kurang).

Untuk memisahkan semua isyarat isyarat antara satu sama lain, satu kaedah yang sangat kuat datang kepada penyelamatan, yang berdasarkan transformasi Fourier.Transformasi ini mendedahkan kebergantungan berkala dalam isyarat, menterjemahkan isyarat itu sendiri (iaitu pergantungan pergeseran garis spektral tepat pada waktunya) ke dalam pergantungan amplitudnya pada tempoh setiap komponen tertentu, dan semua proses yang menyumbang kepada isyarat ini muncul pada kurva kebergantungan sebagai puncak – untuk tempohnya (yang dikenali sebagai periodogram, Rajah 2).

Rajah. 2 Contoh-contoh periodogram. Di atas – periodogram perubahan kecerahan bintang Kepler-78 mengikut teleskop Kepler. Puncak kiri sepadan dengan transit planet, dan pancang di sebelah kanan – laluan tempat pada cakera bintang. Di tengah-tengah – Periogram "mentah" perubahan dalam halaju jejarian bintang Kepler-78, menurut HARPS-N. Turun di bawah – periodogram selepas pengecualian semua isyarat lain kecuali planet dan puncak parasit. Sila ambil perhatian bahawa bunyi bising dan puncak palsu cukup kuat, dan hanya pengetahuan mengenai masa orbit sekarang yang membolehkan kami mengenal pasti puncak planet yang sepadan pada 0.355 hari. Sekiranya planet itu akan lebih mudah, maka puncaknya akan kurang. Sudah jelas kelihatan betapa kurang bunyi dan puncak yang lebih jelas pada periodogram transit berbanding dengan halaju radial – kaedah transit kini lebih sensitif daripada kaedah halaju radial, tetapi yang pertama hanya memberikan jejari, dan yang kedua hanya memberikan jisim planet.Imej dari artikel yang dibincangkan oleh Francesco Pepe et al. dalam Alam

Kelajuan gerakan orbit Bumi di sekeliling Matahari beribu-ribu kali lebih besar daripada turun naik dalam halaju jejarian bintang, tetapi pergantungannya tepat pada masanya diketahui, seperti faktor lain yang berkaitan dengan Sistem Suria. Tempoh tahun bumi dan hari bumi diketahui dengan ketepatan yang lebih baik daripada hingga berbilion pecahan sesaat, dan halaju itu sendiri sehingga seratus juta, yang membolehkan mengurangkan nilai sebenar "gangguan" ini dari isyarat halaju radial. Gangguan dari tempat pada bintang mempunyai tempoh sama dengan atau berganda putaran bintang di sekeliling paksi, dan gangguan dari ayunan astroseismik berulang dengan tempoh ciri sama dengan tempoh denyutan bintang, dan semua tempoh ini boleh diiktiraf dengan menganalisis spektrum bintang. Yang paling kuat dari puncak yang tersisa selepas pengesanan proses latar belakang, sebagai peraturan, sesuai dengan tempoh gerakan orbit planet-planet (atau pecahan nilai dari mereka, yang terjadi jika orbit sangat memanjang). Selepas mengenal pasti tempoh dan intensiti proses latar belakang, mereka boleh diambil kira, yang bermaksud bahawa variasi dalam halaju radial bintang lebih tepat diukur.

Dengan membandingkan data pengukuran dengan data model (menggambarkan variasi dalam halaju radial bintang di bawah tindakan planet ini), adalah mungkin untuk menentukan jisim anggaran planet ini. Pendekatan yang baik dianggap sebagai jisim di mana model itu adalah paling konsisten dengan hasil pemerhatian. Pada hakikatnya, tentu saja, periodogram mempunyai penampilan yang rumit, dan bunyi yang tersisa selepas penolakan – turun naik rawak dan gangguan – masih setanding dengan magnitud kepada isyarat itu sendiri. Bagaimana analisis sedemikian kompleks dapat dilihat dalam contoh planet 55 Cancri e dengan jisim 8 daratan. Tempoh orbitnya ditakrifkan sebagai 1.7 hari, tetapi selepas memerhatikan transitnya, ternyata bahawa tempoh itu adalah satu hari bumi yang lebih pendek dan planet ini digoreng oleh bintangnya lebih kuat daripada yang difikirkannya pada mulanya.

Massa dan sifat Kepler-78b

Dalam menentukan jisim Kepler-78b, para saintis menghadapi masalah kesukaran jejarian radial sepenuhnya. Tidak seperti 55 Cancri, tempoh orbit Kepler-78b sudah diketahui, tetapi disebabkan saiz planet yang lebih kecil, variasi yang dijangkakan dalam halaju radial tidak melebihi beberapa meter sesaat, yang memerlukan getaran yang sepadan dengan tempoh orbitnya setepat mungkin.Pemerhatian dilakukan secara bersamaan pada dua instrumen. Satu kumpulan saintis dari beberapa institut yang diketuai oleh Francesco Pepe menjalankan pemerhatian menggunakan spektrometer HARPS-N yang dipasang pada teleskop 3.6 meter di sebuah pemerhatian di Kepulauan Canary. Pasukan lain, yang diketuai oleh Andrew Howard, berada di spektrometer HIRES yang dipasang di telukkop Keck 10 meter Keck di Hawaii. Bagi kedua-dua instrumen ini, amplitud yang diharapkan dari halaju jejarian adalah hampir sama dengan had 1 m / s. Pada prinsipnya, batas ini sudah dapat diatasi: bintang kedua sistem Alpha Centauri berjaya mencari sebuah planet (lihat Alpha Centauri Bb), memberikan amplitud halaju radial sebanyak 0.5 m / s, namun ketepatan ini dicapai kerana jarak dan kecerahan Alpha Centauri , dan kecerahan bintang Kepler-78 adalah 20,000 kali kurang.

Tempoh orbital Kepler-78b yang sangat pendek itu sendiri menyumbang kepada pengekstrakan isyarat berguna. Setiap pemerhatian pada spektrograph HIRES terdiri daripada satu siri 12 pendedahan setengah jam yang menduduki sebahagian besar malam (Rajah 3). Pada masa ini, planet itu berjaya melepasi sebahagian besar jalur orbitnya, dan halaju radial terpaksa berubah dengan cara yang jelas, yang ditetapkan oleh undang-undang gerakan orbit. Mematuhi ini dan mendedahkan isyarat.Pada masa yang sama, pengaruh aktiviti bintang tidak mempunyai masa untuk menunjukkan dirinya: bintik-bintik muncul dan hilang pada cakera dalam beberapa hari – masa yang setanding dengan tempoh putaran bintang di sekitar paksi.

Rajah. 3 Pengukuran kelajuan jejari bintang Kepler-78 pada spektrograph HIRES. a – isyarat asal dengan pengaruh yang dikurangkan dari semua gangguan, kecuali untuk aktiviti bintang. Angin jangka panjang disebabkan oleh aktiviti bintang, ayunan jangka pendek disebabkan oleh gerakan orbit. Garis merah – kursus model halaju radial, titik hitam – pendedahan individu. Secara menegak halaju radial yang tertangguh dalam m / s, secara mendatar – masa di bumi. j – Keputusan semua pemerhatian sebagai fungsi fasa orbit, dengan kesan aktiviti bintang yang dikurangkan. Horizontally Fasa orbit tertunda, transit sepadan dengan 0 °. k – kebergantungan yang sama selepas meratakan semua pengukuran dengan fasa yang dekat dengan titik yang ditunjukkan. Garis merah pada j dan k – kebergantungan model yang paling berkaitan dengan data. Imej dari artikel yang dibincangkan oleh Andrew W. Howard et al. dalam Alam

Lebih jelas adalah pengaruh mereka apabila membandingkan data yang diperoleh pada malam-malam yang berbeza, tetapi pengetahuan itu datang untuk menyelamatkan bahawa tempoh ayunan ini sama dengan sama ada tempoh putaran bintang di sekeliling paksinya, atau pecahan darinya.Di samping itu, bintik-bintik di permukaan bintang muncul dan hilang (yang sepadan dengan kehilangan pembetulan lama dan penampilan yang baru, dalam bentuk sinusoid dengan tempoh yang sama, tetapi berpindah ke jarak yang sewenang-wenang dari yang terdahulu dan dengan amplitud yang berbeza), dan planet sentiasa berada dalam orbitnya secara berterusan dan lancar. Para saintis mengatakan bahawa perubahan fasa antara ayunan yang disebabkan oleh aktiviti bintang dan gerakan orbit tidak dipelihara. Pada masa yang sama, fasa pergerakan orbit planet ini juga diketahui dari transit: apabila planet itu berlalu di antara bintang dan pemerhati, halaju radial jelas sifar.

Mengurangkan daripada pembetulan sinusoidal isyarat dengan tempoh sepadan dengan putaran bintang, saintis mencapai pengecualian. Dalam kes ini, ini bermakna bahawa isyarat sepadan dengan planet sedekat mungkin dengan isyarat yang dijangkakan untuk parameter yang diketahui (tempoh orbit, fasa diketahui dan eksentrik sifar). Memandangkan semua ini, para saintis mendapati bahawa separuh amplitud terakhir dari ayunan jejarian radial adalah 1.66 ± 0.40 m / s, dan jisim planet adalah 1.69 ± 0.41 massa Bumi.

Pemerhatian HARPS-N juga terdiri daripada pendedahan 30 minit, tetapi, tidak seperti HIRES,setiap malam, hanya dua ukuran dibuat berhampiran halaju radial maksimum maksimum dan jangkaan (kedudukan planet "dari sisi" bintang, kuadratur fasa φ = 90 ° dan φ = 270 °, Rajah 4). Hal ini memungkinkan untuk meminimumkan masa pemerhatian yang diperlukan (spektrograph HARPS mempunyai tugas menyelidik berpuluh-puluh planet yang ditemui oleh Kepler) dan mendaftarkan bahagian-bahagian yang paling penting dalam pergantungan halaju radial pada waktunya. Ini juga difasilitasi oleh tempoh orbital yang pendek, yang mana dua ukuran tersebut sesuai dalam satu malam. Sumbangan oscillasi jangka panjang yang disebabkan oleh aktiviti bintang diperolehi hanya sebagai purata dua pemerhatian semalaman, kerana halaju jejarian yang bersamaan dengan bahagian-bahagian yang berlainan orbit adalah sama dengan nilai dan bertentangan dengan tanda. Pemprosesan statistik selanjutnya menunjukkan bahawa isyarat mempunyai setengah amplitud 1.96 ± 0.32 m / s dan bersamaan dengan planet dengan jisim 1.86 (+0.38; -0.25) jisim bumi, yang konsisten dengan hasil kajian "bersaing" di atas HIRES. Di sini perlu diperhatikan bahawa kesilapan dalam menentukan jisim adalah lebih besar daripada halaju radial, kerana halaju radial tidak ditentukan oleh jisim planet, tetapi oleh nisbah massa planet dan bintang.Yang terakhir dikenali dengan beberapa kesilapan: 0.758 ± 0.046 massa solar mengikut perintah HARPS-N dan 0.83 ± 0.05 massa solar mengikut arahan HIRES.

Rajah. 4 Di atas – pergantungan halaju jejarian (menegak, dalam m / s) dari masa pemerhatian (secara mendatar, pada hari-hari bumi) untuk bintang Kepler-78, yang diperolehi di spektrometer HARPS-N. Segmen garis menegak memaparkan kesilapan pengukuran individu (yang timbul terutamanya disebabkan bunyi tembakan foton). Masa pendedahan – 30 minit. Skala granulation masa adalah beberapa jam, jadi pengaruhnya tidak mempunyai masa untuk muncul semasa satu pendedahan, tetapi ia mempengaruhi hasil pendedahan jiran. Varians yang dikaitkan dengan bunyi photon adalah 2.3 m / s, dan jumlah penyebaran ialah 4.08 m / s. Turun di bawah – pergantungan halaju radial pada masa yang diperoleh dengan menambah bahagian isyarat yang berpindah relatif kepada satu sama lain dengan bilangan integer tempoh orbit ("lipat fasa", penambahan semua pengukuran dengan fasa orbital yang sama). Keping hitam memaparkan kesilapan pengukuran individu (yang timbul terutamanya disebabkan oleh bunyi tembakan foton), segmen merah – data selepas penambahan semua pengukuran dengan fasa orbital yang sama, gelombang sinus hitam – turun naik dikira dalam halaju radial untuk jisim planet yang paling hampir sama dengan data pemerhatian. Imej dari artikel yang dibincangkan oleh Francesco Pepe et al. dalam Alam

Oleh itu, ketumpatan planet adalah 5.4 (+3; -1.5) g / cm3. Kesilapan sedemikian membolehkan ketidakpastian komposisi yang ketara, tetapi, menurut nilai yang paling mungkin, Kepler-78b, seperti Bumi kita, adalah dua pertiga terdiri daripada batu silikat dan satu pertiga daripada besi. Dalam saiz, Kepler-78b juga sama dengan bumi lebih daripada planet lain, yang mempunyai jisim dan radius (Gambar 5).

Rajah. 5 Planet Kepler-78b berbanding dengan Bumi. Imej dari apod.nasa.gov

Walau bagaimanapun, perbezaannya menarik: planet bertukar seratus kali lebih dekat kepada bintangnya daripada Bumi ke Matahari, dan menerima ribuan kali lebih banyak cahaya bintang. Sisi hari planet ini dipanaskan hingga 2000-2500 ° C dan mungkin lautan lava padat. Bagaimana dunia sedemikian terbentuk masih tidak dapat difahami. Hakikatnya adalah bahawa bintang-bintang terbentuk oleh keruntuhan awan molekul, dan pada permulaan kehidupan mereka, saiznya lebih besar daripada kemudian, apabila pemampatan berakhir. Planet Kepler-78b tidak dapat dibentuk di orbit semasa, kerana pada masa pembentukan sistem, orbit ini berada di dalam bintang!

Rajah. 6 Satu contoh hamburan planet planet.Sangat menarik lebih dekat, dua planet yang besar berinteraksi secara graviti dan mengganggu orbit satu sama lain. Akibatnya, satu planet menemui dirinya dalam orbit hampir bulat pada jarak perihelion yang lalu, dan planet kedua meninggalkan sistem bintang. Rajah. dari exoplanets.org

Salah satu cara yang mungkin bagi planet untuk memukul orbit sedemikian adalah penyebaran planet-planet (Rajah 6). Dalam sistem planet-planet muda, orbit biasanya tidak stabil sehingga laluan dekat dua planet berhampiran satu sama lain adalah mungkin. Jika planet-planet besar dan laluannya cukup dekat untuk planet-planet untuk mengatasi daya tarikan bintang, orbit mereka berubah secara dramatik (berbanding dengan perlahan-lahan menukar parameter orbit di bawah pengaruh gangguan graviti yang lemah pada jarak yang jauh, seperti dalam Sistem Suria). Selepas itu, satu planet boleh terbang terus ke bintang dan berakhir di orbit elips dengan perihelion sepuluh kali lebih dekat daripada jarak di mana pertemuan itu berlaku. Dengan setiap bahagian perihelion, sebahagian daripada tenaga gerakan orbit planet ini hilang dalam bentuk kuasa pasang surut (yang sangat besar pada jarak sedemikian). Ini membawa kepada penurunan secara beransur-ansur dalam jarak ke aphelion.Akhirnya, planet sedemikian mendapati dirinya dalam orbit hampir bulat pada jarak perihelion yang lalu. Planet kedua dalam senario ini mungkin meninggalkan sistem bintang sama sekali. Jika planet pertama lebih besar daripada semua badan yang orbitnya berada di antara aphelion dan perihelionnya, maka mereka juga akan dibuang keluar dari sistem. Ini menjelaskan mengapa dalam sistem dengan Musytari panas biasanya hanya satu planet.

Kes Kepler-78b kurang jelas: jisimnya cukup kecil bukan sahaja untuk membersihkan bahagian dalam sistem, tetapi juga secara amnya untuk mengambil bahagian dalam planet hamburan planet. Untuk mekanisme ini, perlu perubahan pada halaju planet tidak kurang dari kecepatan gerakan mereka sendiri dalam orbit sekitar bintang. Tetapi perubahan ini tidak boleh lebih besar daripada halaju kosmik kedua yang lebih berat dari planet yang saling berkait. Sebagai contoh, Bumi mempunyai kelajuan orbit 30 km / s, dan kelajuan ruang kedua ialah 11 km / s. Oleh itu, hanya planet yang cukup berat yang boleh menyertai penyebaran planet bumi. Mungkin Kepler-78b sendiri pernah menjadi gergasi ais seperti Neptunus dan ditimbang beberapa kali lebih banyak, tetapi kehilangan sebahagian besar jisim itu disebabkan oleh penyejatan bahan-bahan yang tidak menentu ke angkasa di bawah pengaruh radiasi bintang selepas ia berada di orbit semasa.

Pencarian dan penyelidikan exoplanet secara aktif berterusan. Teleskop Kepler telah menyelesaikan misinya untuk mencari exoplanet transit, tetapi masih terdapat beberapa ribu calon yang belum diuji dalam datanya. Spektrograph HARPS-N juga dibina untuk memeriksa mereka menggunakan kaedah halaju radial (versi terdahulu, HARPS, dipasang di Hemisfera Selatan, dan dari sana, konstelasi Cygnus dan Lyra, di mana kebanyakan sasaran Kepler berada) tidak dapat dilihat. Oleh itu, kami sedang menunggu hasil penyelidikan baru mengenai sistem yang paling menarik, seperti Kepler-11, Kepler-20 dan lain-lain.

Sumber:
1) Andrew W. Howard et al. Satu komposisi berbatu untuk exoplanet bumi-enamed // Alam. 2013. V. 503. ms 381-384.
2) Francesco Pepe et al. Planet bersaiz bumi dengan kepadatan bumi // Alam. 2013. V. 503. P. 377-380.

Ivan Lavrenov


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

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