Рис. 1. HD 189733 и ее планета в момент сильной вспышки на звезде. Мощный поток солнечного ветра разогревает внешние слои атмосферы планеты и уносит их в космос. Изображение с сайта spacetelescope.org

Исследование планеты HD 189733 b в инфракрасном диапазоне с помощью спектрометра Очень большого телескопа (Very Large Telescope, VLT) показало наличие паров воды в ее атмосфере, а в видимом диапазоне с помощью космического телескопа «Хаббл» — что планета имеет синий цвет и покрыта облаками из расплавленного стекла.

Исследование внесолнечных планет и по сей день остается сложной задачей. При наблюдении с Земли звезда и все планеты системы сливаются в одну точку (исключением являются системы с молодыми и горячими планетами на большом расстоянии от своей звезды, подобные HR 8799 (см., например: Проанализированы атмосферы сразу четырёх экзопланет, «Компьюлента», 15.03.2013). Однако и из характеристик этой одной-единственной световой точки можно извлечь много информации, если разложить ее свет в спектр и/или анализировать зависимость ее яркости от времени.

Известно, что в системе HD 189733 есть планета (HD 189733 b), которая вращается очень близко от своей звезды и проходит перед ее диском на участке орбиты, находящемся между звездой и Землей. По периодическому ослаблению света в этот момент прохождения (транзита) ученые обнаружили само наличие планеты, по периоду его повторений — период обращения планеты вокруг звезды (2,2 земных суток), а по величине ослабления, равной соотношению квадратов радиусов планеты и звезды, определили ее радиус — он в 1,13 раз больше, чем у Юпитера.

По величине периодического допплеровского сдвига линий в спектре звезды то в красную, то в синюю область ученые рассчитали массу планеты — она оказалась равной 1,16 массы Юпитера. Этот сдвиг происходит из-за законов орбитальной механики: не только звезда притягивает планету, заставляя ее обращаться по орбите, но и планета притягивает звезду с той же силой, вследствие чего звезда тоже вращается по малой орбите вокруг общего центра масс. Соотношение орбитальных скоростей звезды и планеты обратно пропорционально соотношению их масс. При этом звезда то приближается к нам, то отдаляется, и современная спектроскопия настолько точна, что может обнаружить колебания проекции лучевой скорости звезды с точностью до 1 м/с — у описываемой звезды это 205 м/с (этот метод обнаружения планет называется методом лучевых скоростей; рис. 2)

Рис. 2. Метод лучевых скоростей. По законам орбитальной механики и планета, и звезда притягивают друг друга с одинаковой силой. Поэтому звезда периодически смещается под действием притяжения планеты, описывая свою собственную орбиту вокруг центра масс системы. Когда в процессе этого движения звезда приближается к нам, ее свет испытывает смещение в синюю область спектра, а когда отдаляется — в красную. Смещение очень слабо, но специализированные методы спектроскопии высокого разрешения позволяют его заметить. Изображение с сайта en.wikipedia.org

Как правило, орбитальный период, масса и радиус — это всё, что известно о внесолнечных планетах. Причем, если применялся метод лучевых скоростей и планета не проходит по диску звезды, известна только минимальная масса. К сожалению, допплеровский сдвиг пропорционален не самой скорости звезды, а проекции ее скорости на ось наблюдения, а та компонента, что перпендикулярна линии Земля—звезда, не учитывается. Полная скорость больше наблюдаемой в 1/sin(i) раз (где i — угол наклона плоскости орбиты к лучу зрения), и полная (настоящая) масса — больше во столько же раз. Угол наклонения i, как правило, неизвестен. А если планета проходит перед диском звезды (транзитный метод; рис. 3), то известен угол (i ≈ 90°) и радиус планеты, но не масса, поскольку ее может оказаться недостаточно, чтобы вызвать заметные колебания звезды.

Рис. 3. Транзитный метод обнаружения экзопланет. По горизонтали — время, по вертикали — яркость системы «планета + звезда». Показан только участок кривой блеска вблизи момента прохождения планеты перед диском звезды. Когда планета проходит за звездой, суммарная яркость системы тоже убывает за счет перекрытия отраженного от планеты света, но гораздо менее заметно. С помощью достаточно точных приборов можно заметить и этот вторичный минимум, о чём речь далее в статье. Изображение с сайта novacelestia.com

Гораздо больше можно узнать, если каким-то образом выделить спектр планеты из общего спектра системы. Возможности этого возросли с вводом в строй спектрометра сверхвысокого разрешения CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph), установленного на телескопе VLT (Very Large Telescope, Очень большой телескоп) Паранальской обсерватории, расположенной в чилийской пустыне Атакама и принадлежащей Южной европейской обсерватории (ESO).

Ученые из Лейденского университета наблюдали систему HD 189733 с помощью этого спектрометра, настроенного на участок спектра в инфракрасном диапазоне с длиной волны от 3,1805 до 3,2659 мкм, в котором можно наблюдать линии поглощения паров воды. Ранее подобные наблюдения велись в другом участке инфракрасного диапазона, на длине волны около 2 и 2,3 мкм, в котором обнаружили линии поглощения угарного газа CO (см.: de Kok et al., 2013. Detection of carbon monoxide in the high-resolution day-side spectrum of the exoplanet HD 189733b // arXiv:1304.4014), а также впервые для этой планеты наблюдали характерный допплеровский сдвиг, по которому непосредственно измерили орбитальную скорость. Конечно, яркость прямого света от звезды намного больше яркости света, который отражается от планеты, и ожидаемая интенсивность линий очень невелика (в центре линии интенсивность всего на 1/1000 меньше, чем на соседних участках спектра), к тому же свет в этой области сильно поглощается земной атмосферой. Как же выделить линии поглощения планеты в звездном свете и отличить их от земных?

Ученые использовали тот факт, что планета вращается вокруг центра масс системы, а значит, линии в спектре, соответствующие ее атмосфере, тоже должны испытывать допплеровский сдвиг. Причем скорость планеты во столько же раз больше скорости звезды, во сколько раз звезда тяжелее планеты, и если можно различить допплеровский сдвиг линий звезды, то сдвиг линий планеты — тем более. Когда планета находится на том участке орбиты, где она движется прямо к нам («сбоку от звезды»), она приближается со скоростью 154 км/с, то есть 1/2000 от скорости света, что соответствует сдвигу длины волны линий в спектре на 1/2000 от значения длины волны для неподвижного объекта, а на противоположном от звезды участке орбиты планета с такой же скоростью отдаляется. Как говорят астрономы, амплитуда скорости в данном случае достигает ±154 км/с. Таким образом, полный размах колебаний составляет 1/1000 от длины волны и намного превышает разрешение спектрометра CRIRES, который может уловить сдвиг в 1/100 000.

Кроме того, все линии сдвигаются одновременно и одинаково и в противоположной фазе с линиями самой звезды: когда линии звезды испытывают красный сдвиг, линии планеты — синий, и наоборот. Это позволяет применить к ним алгоритм поиска особенностей в спектре, сдвигающихся как единое целое, который накладывает на модельный спектр искомые линии поглощения с различным сдвигом и определяет величину совпадения модельного спектра с реальным. Наибольшее значение величины и определяет значение сдвига и, следовательно, проекцию скорости планеты. Если пронаблюдать планету в течение целой ночи, она пройдет значительную часть пути по своей орбите, и за это время проекция ее скорости на луч зрения изменится строго определенным образом в соответствии с законами орбитальной механики. Всё это и позволило отделить линии поглощения планеты в звездном свете от линий поглощения земной атмосферы, которые вообще неподвижны.

В первый раз метод лучевых скоростей (Radial velocity) был опробован на примере планеты tau Boötis b, которая не проходит перед звездой. Однако, найдя в суммарном спектре системы линии поглощения угарного газа (CO) и определив по сдвигу орбитальную скорость планеты, ученые смогли найти ее массу, поскольку масса звезды известна, а соотношение проекций лучевых скоростей звезды и планеты равно соотношению масс планеты и звезды. Масса оказалась равной 6 масс Юпитера, что в 1,43 раза больше минимальной массы, определенной методом лучевых скоростей, а поскольку это число равно 1/sin(i), то стало возможным рассчитать и наклонение плоскости орбиты: i = 44°.

В случае HD 189733 это наклонение уже было известно (планета проходит перед диском звезды, и следовательно, ее орбита лежит в одной плоскости с лучом зрения, i ≈ 90°), как и то, что в ее атмосфере есть угарный газ. Поэтому ученые сосредоточились на поиске в атмосфере планеты других молекул, наличие которых может свидетельствовать о жизни, а именно H₂O, CH₄ и CO₂. Каждая такая молекула дает строго определенную комбинацию линий в спектре планеты, по которой, как по отпечаткам пальцев, ее можно выделить и отличить от чего-то еще. Горячие юпитеры, то есть планеты с массой, в сотни и тысячи раз превышающей земную (M_{Юпитера} ≈ 318 M_Земли; большая часть этой массы приходится на долю атмосферы из водорода и гелия), и находящиеся очень близко от своей звезды, непригодны для жизни из-за отсутствия твердой поверхности и температур атмосферы в диапазоне 500–2000°C. Однако такие планеты наиболее подходят для спектроскопических исследований атмосферы, поскольку близки к звезде и отражают много ее света. На их примере можно отработать методику, которая потом, на более совершенных приборах, позволит найти такие молекулы в атмосфере меньших по размеру и более далеких от своих светил землеподобных планет.

Выяснилось, что в атмосфере HD 189733 b есть некоторое количество воды (0,001% по объему), но нет метана. Последнее было ожидаемо, поскольку метан теряет устойчивость при столь высоких температурах, ведь на дневной стороне HD 189733 b температура достигает 1000°C. Также данные свидетельствуют о возможности небольшой примеси CO₂, но ее может и не быть. Сигнал настолько слаб, что может являться шумом, а углекислый газ химически неустойчив в атмосфере, состоящей большей частью из водорода. Если он всё же есть, это может свидетельствовать о сильно неравновесных процессах в такой атмосфере (а данные о системе HR 8799 говорят о том, что такие процессы могут иметь место в атмосферах газовых гигантов.)

Одновременно с этим другая команда астрономов во главе с Томом Эвансом (Thomas M. Evans) из Оксфордского университета (Великобритания) исследовала планету с помощью космического телескопа «Хаббл», изучая кривую блеска в различных участках видимого диапазона. Когда планета находится между звездой и наблюдателем, она имеет фазу серпа, и к наблюдателю повернуто ее ночное полушарие, а на дальнем участке орбиты ее фаза приближается к полной, и к суммарному свету системы добавляется свет, отраженный ее дневным полушарием (именно такие наблюдения, но в инфракрасном диапазоне, яркость в котором зависит от температуры, позволили ранее построить карту температуры на дневном полушарии планеты с помощью телескопа «Спитцер»; см. рис. 4).

Рис. 4. Приблизительная карта распределения температур на дневном полушарии HD 189733 b, полученная из анализа зависимости блеска системы от времени в инфракрасном диапазоне с помощью космического телескопа «Спитцер» (Spitzer). Максимальная яркость соответствует 1000°C, минимальная — 700°C. Карта температур получается из так называемой «фазовой кривой». Когда планета движется по орбите от точки между наблюдателем и звездой (первичный транзит) до точки за звездой (вторичный транзит), она меняет фазу от серпа до полной. То есть в точке транзита она повернута к нам ночным полушарием, которое холодное, а перед точкой вторичного минимума — раскаленным дневным, сильно излучающим в инфракрасном диапазоне (в видимом диапазоне даже сильно разогретые горячие юпитеры излучают очень мало по сравнению со своей звездой). Если в процессе движения от первичного транзита к вторичному наблюдать кривую блеска в инфракрасном диапазоне с высоким разрешением, можно увидеть, как увеличивается яркость в нем — по тому, как именно и насколько она увеличивается, можно построить примерную карту температуры поверхности. Температура полюсов может быть рассчитана из приблизительных климатических моделей. Изображение с сайта en.wikipedia.org

Когда планета заходит за звезду, отраженный от нее свет затмевается, и в спектре наблюдаются соответствующие изменения — остается только свет самой звезды. Таким образом, с высокой точностью измеряя разницу между спектром непосредственно перед затмением (звезда + планета) и спектром во время затмения (только звезда), можно определить отражательную способность (альбедо) планеты в различных участках спектра. Оказалось, что планета отражает около 40% света в диапазоне 290–435 нм (то есть фиолетовый и ультрафиолетовый свет) и почти не отражает в остальных участках видимого диапазона, в которых вторичный транзит был вообще не заметен. Цвет планеты оказался кобальтово-синим, гораздо более глубоким и насыщенным, чем цвет Нептуна или океанов Земли, которые в остальных участках спектра всё-таки немного отражают. Оказывается, «голубыми планетами» могут быть миры, совершенно непохожие на Землю, и цвет точно не является признаком обитаемости!

Вместе с тем, эти данные говорят еще кое-что о строении атмосферы планеты. Если атмосфера безоблачна и не содержит взвеси оксидов титана и ванадия, ее цвет должен быть синим, как у земной. Вообще, для того, чтобы какое-нибудь вещество образовывало в атмосфере облака, нужно, чтобы температура была достаточна для того, чтобы вещество, составляющее их, слегка испарялось. В атмосферах температура растет с глубиной, поэтому пар поднимается с восходящими потоками и конденсируется в облака там, где температура ниже. В атмосфере HD 189733 b не должно быть оксидов титана и ванадия, поскольку эти вещества испаряются труднее всего и должны присутствовать только на самых горячих планетах, подобных HD 149026 b, а на HD 189733 для этого недостаточно жарко. Однако атмосферы горячих юпитеров содержат примесь паров натрия, который дает очень сильное поглощение на длине волны 589 нм, причем чем больше атмосферное давление, тем шире область поглощения.

Если давление велико, то часты столкновения между атомами/молекулами. Когда две молекулы близко, энергетические уровни «плывут», и поглощаться будет именно такое излучение, длина волны которого соответствует сдвинутым уровням. В какую сторону сдвигаются уровни — зависит от взаимного расположения, а насколько сильно — от величины сближения (примерно так из атомных уровней образуются молекулярные орбитали и зоны в полупроводниках, см. Зонная_теория). В газе присутствуют все возможные взаимные расположения — для каждого кванта света с энергией вблизи основной линии найдется пара частиц, у которой уровни сдвинуты в соответствующую сторону и которая может его поглотить. Чем дальше от линии, тем реже встречаются подходящие расположения и тем меньше поглощение, но с увеличением давления растет доля молекул/атомов, которые в данный момент близко друг к другу — поэтому узкая линия превращается в полосу.

Если атмосфера содержит отражающие свет облака, то в спектрометр попадает только свет, прошедший через верхние слои атмосферы, в которых давление невелико, а более глубоко свет проникнуть не может, так как отразится от облаков. Таким образом, по ширине линии поглощения натрия можно судить, насколько глубоко расположен отражающий облачный слой. С увеличением его глубины цвет меняется от белого, когда поглощается только узкий участок в спектре около 589 нм (тот самый желто-оранжевый цвет ночных фонарей) через пурпурно-фиолетовый, когда вместе с желтым поглощается еще оранжевый и зеленый, до практически черного. Однако атмосфера HD 189733 b отражает только синий и фиолетовый свет, а всё остальное видимое излучение поглощает. Это означает, что облака расположены достаточно глубоко, но всё же видимы из космоса. Модели спектра, соответствующие разной глубине облаков, приведены на рис. 5.

Рис. 5. Зависимость альбедо Ag (черные кресты, ширина по горизонтали — учитываемый диапазон, по вертикали — погрешности измерений.) от длины волны л и модельные зависимости, построенные для различной глубины отражающих облаков. Большая глубина облаков приводит к меньшей отражательной способности Ag. Видно, что ни одна из кривых не укладывается в полученные данные. Отражательная способность в синей области слишком велика, а в остальных участках — слишком мала, что соответствует глубоко лежащим облакам, окрашенным в синий цвет. Изображение из обсуждаемой статьи в Astrophysical Journal Letters

Как видно из рисунка, данные не удовлетворяют полностью ни одной модели — планета «слишком синяя» по сравнению с тем, каким может быть горячий юпитер с примесью натрия в атмосфере и глубоким слоем бесцветных облаков. Одно из возможны объяснений состоит в том, что сами облака (точнее, их верхний слой) состоят из очень мелких частиц, размер которых намного меньше длины волны видимого света. Тогда за счет рэлеевского рассеяния они будут казаться синими, как сигаретный дым.

Рис. 6. Планета HD 189733 b, рисунок на основе данных телескопа «Хаббл» и результатов предыдущих исследований. Темно-синий цвет является результатом поглощения атомами газообразного натрия в атмосфере и рэлеевским рассеянием на облаках. «Гранулированная» область справа — регион наиболее выраженной конвекции в точке максимального прогрева. Белые полосы — более плотные облака, которые ветер несет на ночную сторону со скоростью до 2000 м/с (таким образом тепло переносится на ночную сторону планеты, которая всегда повернута к звезде одной стороной). Изображение с сайта www.space.com

Авторы делают и предположение о составе облаков: при таких температурах, как в атмосфере HD 189733 b, почти все примеси будут находиться в газообразном состоянии, кроме силикатов, из которых состоят планеты земного типа и ядра газовых гигантов. В недрах температура настолько высока, что заметно испаряются и силикаты, но в более высоких слоях пар конденсируется — поэтому облака на HD 189733 b, скорее всего, состоят из тончайшей взвеси кристалликов энстатита MgSiO₃ или расплавленных капель более легкоплавких силикатов, похожих по составу на лаву. В глубине, где плотность облаков больше, может идти дождь из расплавленного стекла! Облака на других горячих юпитерах могут состоять из расплавленного железа (при более высокой температуре) и даже из смеси оксидов титана и ванадия (при еще более высокой температуре, как, вероятно, на HD 149026 b ), однако эти взвеси интенсивно поглощают видимый свет всех длин волн, и такие планеты при взгляде из космоса выглядят чернее сажи, что расходится с результатами исследования синей планеты HD 189733 b.

Опробованные методы незаменимы для исследования планет, которые не проходят перед диском своей звезды при наблюдении с Земли, так как позволяют узнать о планете гораздо больше, чем период обращения вокруг звезды и минимальную массу, и являются важным дополнением при исследовании транзитных планет. Таким образом, HD 189733 b становится одной из наиболее изученных планет за пределами солнечной системы, для которой известны параметры орбиты, масса, радиус, приблизительный состав атмосферы и облаков в ней и даже распределение температур на дневном полушарии. И всё это — результат исследований одной точки света, в которую сливается система при наблюдении во все телескопы! Полученные результаты открывают дорогу и для исследования атмосфер землеподобных планет. С использованием более мощных приборов можно таким образом определить условия на поверхности, а по наличию сложных органических молекул в атмосферах — и предположить наличие жизни (или, по крайней мере, сложных неравновесных химических процессов).

Источники:
1) J. L. Birkby et al. Detection of water absorption in the dayside atmosphere of HD 189733 b using ground-based high-resolution spectroscopy at 3.2 microns // arXiv:1307.1133v1; принято к печати в Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–5 (2013).
2) T. M. Evans et al. The deep blue color of HD 189733b: albedo measurements with Hubble Space Telescope/Space Telescope Imaging Spectrograph at visible wavelengths // Astrophysical Journal Letters. 2013. V .772. No. 2. P. L16. Doi:10.1088/2041-8205/772/2/L16. (Полный текст — arXiv:1307.3239.)

Иван Лаврёнов

Рейтинг публикации:

0

Комментарии (0) | Распечатать

Добавить новость в: