Новини з планетної системи HD 189733

Ріс. 1. HD 189733 і її планета в момент сильного спалаху на зірці. Потужний потік сонячного вітру розігріває зовнішні шари атмосфери планети і забирає їх у космос. Зображення з сайту spacetelescope.org

Дослідження планети HD 189733 b в інфрачервоному діапазоні за допомогою спектрометра Дуже великого телескопа (Very Large Telescope, VLT) показало наявність парів води в її атмосфері, а у видимому діапазоні за допомогою космічного телескопа «Хаббл» — що планета має синій колір і покрита хмарами з розплавленого скла.

Дослідження позасовнечних планет і донині залишається складним завданням. При спостереженні з Землі зірка і всі планети системи зливаються в одну точку (винятком є системи з молодими і гарячими планетами на великій відстані від своєї зірки, подібні HR 8799 (див., наприклад: Проаналізовано атмосфери відразу чотирьох екзопланет, «Комп’юлента», 15.03.2013). Однак і з характеристик цієї однієї-єдиної світлової точки можна отримати багато інформації, якщо розкласти її світло в спектр і/або аналізувати залежність її яскравості від часу.

Відомо, що в системі HD 189733 є планета (HD 189733 b), яка обертається дуже близько від своєї зірки і проходить перед її диском на ділянці орбіти, що знаходиться між зіркою і Землею. За періодичним ослабленням світла в цей момент проходження (транзиту) вчені виявили саму наявність планети, за періодом його повторень — період обігу планети навколо зірки (2,2 земної доби), а за величиною ослаблення, рівною співвідношенню квадратів радіусів планети і зірки, визначили її радіус — він в 1,13 разів більше, ніж у Юпітера.

За величиною періодичного допплерівського зсуву ліній у спектрі зірки то в червону, то в синю область вчені розрахували масу планети — вона виявилася рівною 1,16 маси Юпітера. Це зрушення відбувається через закони орбітальної механіки: не тільки зірка притягує планету, змушуючи її звертатися по орбіті, але і планета притягує зірку з тією ж силою, внаслідок чого зірка теж обертається по малій орбіті навколо загального центру мас. Співвідношення орбітальних швидкостей зірки і планети назад пропорційне співвідношенню їх мас. При цьому зірка то наближається до нас, то віддаляється, і сучасна спектроскопія настільки точна, що може виявити коливання проекції променевої швидкості зірки з точністю до 1 м/с — у описуваної зірки це 205 м/с (цей метод виявлення планет називається методом променевих швидкостей; рис. 2).

Ріс. 2. Метод променевих швидкостей. За законами орбітальної механіки і планета, і зірка притягують один одного з однаковою силою. Тому зірка періодично зміщується під дією тяжіння планети, описуючи свою власну орбіту навколо центру мас системи. Коли в процесі цього руху зірка наближається до нас, її світло відчуває зміщення в синю область спектру, а коли віддаляється — в червону. Зміщення дуже слабо, але спеціалізовані методи спектроскопії високої роздільної здатності дозволяють його помітити. Зображення з сайту en.wikipedia.org

Як правило, орбітальний період, маса і радіус — це все, що відомо про позасовні планети. Причому, якщо застосовувався метод променевих швидкостей і планета не проходить по диску зірки, відома тільки мінімальна маса. На жаль, допплеровське зрушення пропорційне не самій швидкості зірки, а проекції її швидкості на вісь спостереження, а та компонента, що перпендикулярна лінії Земля — зірка, не враховується. Повна швидкість більше спостерігається в 1/sin (i) разів (де i — кут нахилу площини орбіти на промінь зору), і повна (справжня) маса — більше в стільки ж разів. Кут нахилення i, як правило, невідомий. А якщо планета проходить перед диском зірки (транзитний метод; рис. 3), то відомий кут (i ^ 90 °) і радіус планети, але не маса, оскільки її може виявитися недостатньо, щоб викликати помітні коливання зірки.

Рис, 3. Транзитний метод виявлення екзопланет. По горизонталі — час, по вертикалі — яскравість системи «планета + зірка». Показано лише ділянку кривої блиску поблизу моменту проходження планети перед диском зірки. Коли планета проходить за зіркою, сумарна яскравість системи теж вбиває за рахунок перекриття відбитого від планети світла, але набагато менш помітно. За допомогою досить точних приладів можна помітити і цей вторинний мінімум, про що мова далі в статті. Зображення з сайту novacelestia.com

Набагато більше можна дізнатися, якщо якимось чином виділити спектр планети із загального спектру системи. Можливості цього зросли з введенням в дію спектрометра надвисокої роздільної здатності CRIRES (CRyogenic InfraRed Echelle Spectrograph), встановленої на телескопі VLT (Very Large Telescope, Дуже великий телескоп) Паранальської обсерваторії, розташованої в чилійській пустелі Південної Атакаі

Вчені з Лейденського університету спостерігали систему HD 189733 за допомогою цього спектрометра, налаштованого на ділянку спектра в інфрачервоному діапазоні з довжиною хвилі від 3,1805 до 3,2659 мкм, в якому можна спостерігати лінії поглинання парів води. Раніше подібні спостереження велися в іншій ділянці інфрачервоного діапазону, на довжині хвилі близько 2 і 2,3 мкм, в якому виявили лінії поглинання чадного газу CO (див.: 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 також вперше для цієї планети спостерігали характерний допплерівський зсув, за яким безпосередньо виміряли орбітальну швидкість. Звичайно, яскравість прямого світла від зірки набагато більше яскравості світла, яке відбивається від планети, і очікувана інтенсивність ліній дуже невелика (в центрі лінії інтенсивність всього на 1/1000 менше, ніж на сусідніх ділянках спектру), до того ж світло в цій області сильно поглинається земною атмосферою. Як же виділити лінії поглинання планети в зоряному світлі і відрізнити їх від земних?

Вчені використовували той факт, що планета обертається навколо центру мас системи, а значить, лінії в спектрі, що відповідають її атмосфері, теж повинні відчувати допплеровське зрушення. Причому швидкість планети в стільки ж разів більше швидкості зірки, у скільки разів зірка важча планети, і якщо можна розрізнити допплеровське зрушення ліній зірки, то зрушення ліній планети — тим більше. Коли планета знаходиться на тій ділянці орбіти, де вона рухається прямо до нас («збоку від зірки»), вона наближається зі швидкістю 154 км/с, тобто 1/2000 від швидкості світла, що відповідає зсуву довжини хвилі ліній у спектрі на 1/2000 від значення довжини хвилі для нерухомого об’єкта, а на протилежному від зірки ділянці орбіти планета з такою ж швидкістю віддаляється. Як кажуть астрономи, амплітуда швидкості в даному випадку досягає ^ 154 км/с. Таким чином, повний розмах коливань становить 1/1000 від довжини хвилі і набагато перевищує дозвіл спектрометра CRIRES, який може вловити зсув в 1/100 000.

Крім того, всі лінії зсуваються одночасно і однаково і в протилежній фазі з лініями самої зірки: коли лінії зірки відчувають червоний зсув, лінії планети — синій, і навпаки. Це дозволяє застосувати до них алгоритм пошуку особливостей у спектрі, що зрушуються як єдине ціле, який накладає на модельний спектр шукані лінії поглинання з різним зрушенням і визначає величину збігу модельного спектру з реальним. Найбільше значення величини і визначає значення зсуву і, отже, проекцію швидкості планети. Якщо поспостерігати планету протягом цілої ночі, вона пройде значну частину шляху по своїй орбіті, і за цей час проекція її швидкості на промінь зору зміниться строго певним чином відповідно до законів орбітальної механіки. Все це і дозволило відокремити лінії поглинання планети в зоряному світлі від ліній поглинання земної атмосфери, які взагалі нерухомі.

Першого разу метод променевих швидкостей (Radial velocity) випробували на прикладі планети tau Boötis b, яка не проходить перед зіркою. Однак, знайшовши в сумарному спектрі системи лінії поглинання чадного газу (CO) і визначивши за зрушенням орбітальну швидкість планети, вчені змогли знайти її масу, оскільки маса зірки відома, а співвідношення проекцій променевих швидкостей зірки і планети дорівнює співвідношенню мас планети і зірки. Маса виявилася рівною 6 мас Юпітера, що в 1,43 рази більше мінімальної маси, визначеної методом променевих швидкостей, а оскільки це число дорівнює 1/sin (i), то стало можливим розрахувати і нахилення площини орбіти: i = 44°.

У випадку HD 189733 це нахилення вже було відомо (планета проходить перед диском зірки, і отже, її орбіта лежить в одній площині з променем зору, i ^ 90 °), як і те, що в її атмосфері є чадний газ. Тому вчені зосередилися на пошуку в атмосфері планети інших молекул, наявність яких може свідчити про життя, а саме _H2O, C_H4 і C_O2. Кожна така молекула дає суворо певну комбінацію ліній у спектрі планети, за якою, як за відбитками пальців, її можна виділити і відрізнити від чогось ще. Гарячі юпітери, тобто планети з масою, що в сотні і тисячі разів перевищує земну (МЮпітера — 318 МЗемлі; велика частина цієї маси припадає на частку атмосфери з водню і гелію), і знаходяться дуже близько від своєї зірки, непридатні для життя через відсутність твердої поверхні і температур атмосфери в діапазоні 500-2000 ° C. Однак такі планети найбільш підходять для спектроскопічних досліджень атмосфери, оскільки близькі до зірки і відображають багато її світла. На їхньому прикладі можна відпрацювати методику, яка потім, на більш досконалих приладах, дозволить знайти такі молекули в атмосфері менших за розміром і більш далеких від своїх світил землеподібних планет.

З’ясувалося, що в атмосфері HD 189733 b є деяка кількість води (0,001% за обсягом), але немає метану. Останнє було очікувано, оскільки метан втрачає стійкість при таких високих температурах, адже на денному боці HD 189733 b температура досягає 1000 ° C. Також дані свідчать про можливість невеликої домішки _CO2, але її може і не бути. Сигнал настільки слабкий, що може бути шумом, а вуглекислий газ хімічно нестійкий в атмосфері, що складається здебільшого з водню. Якщо він все ж є, це може свідчити про сильно нерівноважні процеси в такій атмосфері (а дані про систему HR 8799 говорять про те, що такі процеси можуть мати місце в атмосферах газових гігантів.)

Одночасно з цим інша команда астрономів на чолі з Томом Евансом (Thomas M. Evans) з Оксфордського університету (Великобританія) досліджувала планету за допомогою космічного телескопа «Хаббл», вивчаючи криву блиску в різних ділянках видимого діапазону. Коли планета знаходиться між зіркою і спостерігачем, вона має фазу серпа, і до спостерігача повернуто її нічну півкулю, а на дальній ділянці орбіти її фаза наближається до повної, і до сумарного світла системи додається світло, відображене її денним півкулем (саме такі спостереження, але в інфрачервоному діапазоні, яскравість в якому залежить від температури, дозволили раніше побудувати карту температури на денній півкулі планети за допомогою телескопа «Спітцер»; див. рис. 4).

Ріс. 4. Приблизна карта розподілу температур на денній півкулі HD 189733 b, отримана з аналізу залежності блиску системи від часу в інфрачервоному діапазоні за допомогою космічного телескопа «Спітцер» (Spitzer). Максимальна яскравість відповідає 1000 ° C, мінімальна — 700 ° C. Карта температур виходить з так званої «фазової кривої». Коли планета рухається по орбіті від точки між спостерігачем і зіркою (первинний транзит) до точки за зіркою (вторинний транзит), вона змінює фазу від серпа до повної. Тобто в точці транзиту вона повернута до нас нічною півкулою, яка холодна, а перед точкою вторинного мінімуму — розпеченою денною, сильно випромінюючою в інфрачервоному діапазоні (у видимому діапазоні навіть сильно розігріті гарячі юпітери випромінюють дуже мало порівняно зі своєю зіркою). Якщо в процесі руху від первинного транзиту до вторинного спостерігати криву блиску в інфрачервоному діапазоні з високою роздільною здатністю, можна побачити, як збільшується яскравість у ньому — по тому, як саме і наскільки вона збільшується, можна побудувати приблизну карту температури поверхні. Температура полюсів може бути розрахована з приблизних кліматичних моделей. Зображення з сайту en.wikipedia.org

Коли планета заходить за зірку, відображене від неї світло затьмарюється, і в спектрі спостерігаються відповідні зміни — залишається тільки світло самої зірки. Таким чином, з високою точністю вимірюючи різницю між спектром безпосередньо перед затемненням (зірка + планета) і спектром під час затемнення (тільки зірка), можна визначити відбивальну здатність (альбедо) планети в різних ділянках спектру. Виявилося, що планета відображає близько 40% світла в діапазоні 290-435 нм (тобто фіолетове і ультрафіолетове світло) і майже не відображає в інших ділянках видимого діапазону, в яких вторинний транзит був взагалі не помітний. Колір планети виявився кобальтово-синім, набагато більш глибоким і насиченим, ніж колір Нептуна або океанів Землі, які в інших ділянках спектру все-таки трохи відображають. Виявляється, «блакитними планетами» можуть бути світи, абсолютно несхожі на Землю, і колір точно не є ознакою населеності!

Разом з тим, ці дані говорять ще дещо про будову атмосфери планети. Якщо атмосфера безхмарна і не містить зважі оксидів титану і ванадію, її колір повинен бути синім, як у земній. Взагалі, для того, щоб якась речовина утворювала в атмосфері хмари, потрібно, щоб температура була достатня для того, щоб речовина, що становить їх, злегка випаровувалася. У атмосферах температура зростає з глибиною, тому пар піднімається зі висхідними потоками і конденсується в хмари там, де температура нижче. В атмосфері HD 189733 b не повинно бути оксидів титану і ванадію, оскільки ці речовини випаровуються найважче і повинні бути присутніми тільки на найгарячіших планетах, подібних HD 149026 b, а на HD 189733 для цього недостатньо спекотно. Однак атмосфери гарячих юпітерів містять примісь парів натрію, який дає дуже сильне поглинання на довжині хвилі 589 нм, причому чим більше атмосферний тиск, тим ширше область поглинання.

Якщо тиск великий, то часті зіткнення між атомами/молекулами. Коли дві молекули близько, енергетичні рівні «пливуть», і поглинатися буде саме таке випромінювання, довжина хвилі якого відповідає зрушеним рівням. В який бік зрушуються рівні — залежить від взаємного розташування, а наскільки сильно — від величини зближення (приблизно так з атомних рівнів утворюються молекулярні орбіталі і зони в напівпровідниках, див. Зонна _ теорія). У газі присутні всі можливі взаємні розташування — для кожного кванта світла з енергією поблизу основної лінії знайдеться пара частинок, у якої рівні зрушені у відповідну сторону і яка може його поглинути. Чим далі від лінії, тим рідше зустрічаються відповідні розташування і тим менше поглинання, але зі збільшенням тиску зростає частка молекул/атомів, які в даний момент близько один до одного — тому вузька лінія перетворюється на смугу.

Якщо атмосфера містить відображення світла хмари, то в спектрометр потрапляє тільки світло, що пройшло через верхні шари атмосфери, в яких тиск невеликий, а більш глибоко світло проникнути не може, так як відіб’ється від хмар. Таким чином, за шириною лінії поглинання натрію можна судити, наскільки глибоко розташований хмарний шар. Зі збільшенням його глибини колір змінюється від білого, коли поглинається тільки вузька ділянка в спектрі близько 589 нм (той самий жовто-помаранчевий колір нічних ліхтарів) через пурпурно-фіолетовий, коли разом з жовтим поглинається ще помаранчевий і зелений, до практично чорного. Однак атмосфера HD 189733 b відображає тільки синє і фіолетове світло, а все інше видиме випромінювання поглинає. Це означає, що хмари розташовані досить глибоко, але все ж видимі з космосу. Моделі спектра, що відповідають різній глибині хмар, наведені на рис. 5.

Ріс. 5. Залежність альбедо A_g (чорні хрести, ширина по горизонталі — враховуваний діапазон, по вертикалі — похибки вимірювань.) від довжини хвилі і модельні залежності, побудовані для різної глибини відбиваючих хмар. Більша глибина хмар призводить до меншої відбивної здатності A_g. Видно, що жодна з кривих не вкладається в отримані дані. Віддзеркалена здатність у синій області занадто велика, а в інших ділянках — занадто мала, що відповідає глибоко лежачим хмарам, пофарбованим у синій колір. Зображення з обговорюваної статті в Astrophysical Journal Letters

Як видно з малюнка, дані не задовольняють повністю жодної моделі — планета «занадто синя» порівняно з тим, яким може бути гарячий юпітер з домішкою натрію в атмосфері і глибоким шаром безбарвних хмар. Одне з можливих пояснень полягає в тому, що самі хмари (точніше, їх верхній шар) складаються з дуже дрібних частинок, розмір яких набагато менше довжини хвилі видимого світла. Тоді за рахунок релєєвського розсіювання вони будуть здаватися синіми, як сигаретний дим.

Ріс. 6. Планета HD 189733 b, малюнок на основі даних телескопа «Хаббл» і результатів попередніх досліджень. Темно-синій колір є результатом поглинання атомами газоподібного натрію в атмосфері і релєєвським розсіюванням на хмарах. «Гранульована» область праворуч — регіон найбільш вираженої конвекції в точці максимального прогріву. Білі смуги — більш щільні хмари, які вітер несе на нічний бік зі швидкістю до 2000 м/с (таким чином тепло переноситься на нічний бік планети, яка завжди повернута до зірки однією стороною). Зображення з сайту www.space.com

Автори роблять і припущення про склад хмар: при таких температурах, як в атмосфері HD 189733 b, майже всі домішки будуть перебувати в газоподібному стані, крім силікатів, з яких складаються планети земного типу і ядра газових гігантів. У надрах температура настільки висока, що помітно випаровуються і силікати, але в більш високих шарах пар конденсується — тому хмари на HD 189733 b, швидше за все, складаються з найтоншої зважі кристаликів енстатиту MgSiO₃ або розплавлених крапель більш легкоплавких силікатів, схожих за складом на лаву. У глибині, де щільність хмар більша, може йти дощ з розплавленого скла! Хмари на інших гарячих юпітерах можуть складатися з розплавленого заліза (при вищій температурі) і навіть з суміші оксидів титану і ванадію (при ще вищій температурі, як, ймовірно, на HD 149026 b), однак ці зважі інтенсивно поглинають видиме світло всіх довжин хвиль, і такі планети при погляді з космосу виглядають чорніше сажі, що розходиться з результатами дослідження синьої планети HD 189733 b.

Випробувані методи незамінні для дослідження планет, які не проходять перед диском своєї зірки при спостереженні з Землі, так як дозволяють дізнатися про планету набагато більше, ніж період обігу навколо зірки і мінімальну масу, і є важливим доповненням при дослідженні транзитних планет. Таким чином, HD 189733 b стає однією з найбільш вивчених планет за межами сонячної системи, для якої відомі параметри орбіти, маса, радіус, приблизний склад атмосфери і хмар в ній і навіть розподіл температур на денній півкулі. І все це — результат досліджень однієї точки світу, в яку зливається система при спостереженні в усі телескопи! Отримані результати відкривають дорогу і для дослідження атмосфер землеподібних планет. З використанням більш потужних приладів можна таким чином визначити умови на поверхні, а за наявністю складних органічних молекул в атмосферах — і припустити наявність життя (або, принаймні, складних нерівноважних хімічних процесів).

Джерела:

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; прийнято до друку 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. (Повний текст — arXiv:1307.3239.)

Іван Лавренов