Леонид Ксанфомалити - ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

Столь низкие орбиты "горячих юпитеров" стали вызовом существующим теориям образования Солнечной системы по целому ряду причин, прежде всего, потому, что образование планет-гигантов было возможно вдали от Солнца, там, где происходила конденсация воды и других летучих веществ с образованием льдов. Поэтому свойства экзопланеты 51Peg b вначале рассматривались как аномалия. Но последовавшие затем открытия других экзопланет заставляют предполагать, что аномалией может быть скорее сама наша Солнечная система.

Независимо от физики явления короткий период обращения, соответствующий близкому к родительской звезде положению планеты типа "горячих юпитеров", облегчает поиск возмущающего тела. Как уже говорилось, в свое время именно короткий период позволил обнаружить первую экзопланету (у звезды 51Peg).

Известен лишь один красный карлик (маленькая звезда с низкой температурой) с планетной системой. Спектральные классы звезд с найденными экзопланетами близки к солнечному, это звезды G -класса и поздних F -подклассов. Поначалу это казалось "космическим шовинизмом": почему планеты присутствуют только у тех звезд, которые подобны нашей? Но тому есть несколько объяснений. У звезд более ранних подклассов F экзопланеты пока не обнаружены, что объясняется известными ограничениями метода лучевых скоростей в отношении требований к спокойствию фотосфер звезд, но вовсе не доказанным отсутствием у них планет (динамика их фотосфер более бурная). С другой стороны, и у звезд более позднего К -класса планетных систем найдено мало. Одна из причин заключается в том, что спектр средних и поздних К -подклассов настолько насыщен спектральными линиями, что существующий метод анализа спектрограмм их звезд затруднителен.

Обнаруженные планетные системы отличаются от Солнечной тем, что массивные планеты, "юпитеры", находятся в их центральной части. Но если проследить строение спутниковых систем самого Юпитера и других гигантов в Солнечной системе, то и там можно увидеть аналогичную структуру: крупные спутники находятся близко к планете, мелкие вдалеке. Поэтому существует даже гипотеза, что какое-то редчайшее событие было причиной, которая привела к необычной структуре Солнечной системы, например сближение с нею другой звезды в период формирования планет.

Схема орбит некоторых экзопланет в сравнении с характерными расстояниями в Солнечной системе. В верхней части рисунка масштаб указан половиной большой полуоси орбиты Меркурия, в нижней – орбитами Меркурия, Венеры и Земли, Примерно выдержаны относительные размеры, звезды и орбиты.

А. Кеплеровская составляющая vAnd , создаваемая короткопериодической планетой vAnd b (4,6 сут). Составляющие c u d вычтены. Сплошная линия наилучшим образом представляет обработку результатов измерений.

Б. Кеплеровская составляющая с периодом 1308 суток, создаваемая планетой vAnd d . Вычтены составляющие b и с.

В. То же для планеты с периодом 241 сутки. Вычтены составляющие b u d . (Из работы Батлера и др., 1999 г.)

Поначалу удавалось обнаружить лишь одиночные планеты. Первой системой с несколькими планетами стала ипсилон Андромеды (υAnd). Первую из ее планет, υAnd b , обнаружила группа Дж. Марси в 1996 году. Они заметили, что на кеплеровскую составляющую (около 70 м/с) наложена еще одна искаженная синусоида, с периодом 4,6 суток, которая постоянно обнаруживалась в наблюдениях. Это указывало на присутствие еще одной планеты, υAnd c с массой M sin i = 0,68 М ю(массы Юпитера) на низкой орбите. Оказалось, что лучевая скорость звезды υAnd за длительное время увеличивается примерно на 100 м/с, а затем на столько же уменьшается. После нескольких лет наблюдений стала видна другая правильная составляющая с периодом около 3,5 года. Отличие ее формы от синусоидальной указывает на большой эксцентриситет орбиты экзопланеты. Но после исключения составляющих с периодами 4,617 и 1308 суток остающийся разброс данных все еще примерно вдвое превышал ожидаемые ошибки. Поиск других скрытых планет вскоре позволил выявить еще один период, 241 сутки, также с большим эксцентриситетом. Массы планет, с точностью до sin i , равны 0,68, 2,05 и 4,29 М ю, а большие полуоси (радиус орбиты) 0,059, 0,828 и 2,09 а. е. В Солнечной системе подобное распределение начинается с орбиты Венеры и кончается внутренней границей пояса астероидов. Поэтому систему υAnd можно было бы считать похожей на Солнечную, если бы у планет υAnd c и d не была так велика вытянутость (эксцентриситет) орбит – 0,24 и 0,31 соответственно.