stringtranslate.com

Орбитальные и физические параметры экзопланеты

На этой странице описаны орбитальные и физические параметры экзопланеты .

Орбитальные параметры

Большинство известных кандидатов на внесолнечные планеты были обнаружены косвенными методами, поэтому можно определить лишь некоторые их физические и орбитальные параметры. Например, из шести независимых параметров , определяющих орбиту, метод лучевых скоростей может определить четыре: большую полуось , эксцентриситет , долготу периастра и время периастра. Два параметра остаются неизвестными: наклон и долгота восходящего узла .

Расстояние от звезды и период обращения

Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, радиусы орбит и период всех внесолнечных планет, открытых до сентября 2014 года, с цветами, обозначающими метод обнаружения.
Логарифмическая диаграмма рассеяния, показывающая массы, радиусы орбит и период всех внесолнечных планет, открытых до сентября 2014 года, с цветами, обозначающими метод обнаружения:Для справки: планеты Солнечной системы отмечены серыми кружками. По горизонтальной оси отложен логарифм большой полуоси, а по вертикальной оси — логарифм массы.

Есть экзопланеты, которые находятся намного ближе к своей родительской звезде, чем любая планета Солнечной системы к Солнцу, а также есть экзопланеты, которые находятся намного дальше от своей звезды. Меркурий , ближайшая к Солнцу планета на расстоянии 0,4  астрономических единиц (а.е.), совершает оборот по орбите за 88 дней, но самые маленькие известные орбиты экзопланет имеют орбитальные периоды всего в несколько часов, см. Планета сверхкороткого периода . В системе Кеплер -11 пять планет находятся на меньших орбитах, чем у Меркурия. Нептун находится на расстоянии 30 а.е. от Солнца, и ему требуется 165 лет, чтобы вращаться вокруг него, но есть экзопланеты, которые находятся на расстоянии тысяч а.е. от своей звезды и обращаются по орбите за десятки тысяч лет, например GU Piscium b . [1]

Методы лучевых скоростей и транзитные методы наиболее чувствительны к планетам с малыми орбитами. Самые ранние открытия, такие как 51 Peg b, были газовыми гигантами с орбитой в несколько дней. [2] Эти « горячие Юпитеры », вероятно, сформировались дальше и мигрировали внутрь.

Метод прямого изображения наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами и обнаружил некоторые планеты, расстояние между планетами и звездами составляет сотни астрономических единиц. Однако радиус протопланетных дисков обычно составляет всего около 100 а.е., а модели аккреции ядра предсказывают, что формирование гигантских планет будет в пределах 10 а.е., где планеты могут достаточно быстро объединиться, прежде чем диск испарится . Планеты-гиганты с очень длинным периодом могли быть планетами-изгоями , которые были захвачены [3] или сформировались близко и гравитационно разбросаны наружу, или планета и звезда могли быть широкой двойной системой с несбалансированной массой , в которой планета была основным объектом. своего отдельного протопланетного диска. Модели гравитационной неустойчивости могли бы создать планеты на расстоянии нескольких сотен астрономических единиц, но для этого потребуются необычайно большие диски. [4] [5] Для планет с очень широкими орбитами до нескольких сотен тысяч а.е. может быть трудно путем наблюдений определить, связана ли планета гравитационно со звездой.

Большинство открытых планет находятся в пределах пары астрономических единиц от своей родительской звезды, потому что наиболее используемые методы (измерение лучевой скорости и транзит) требуют наблюдения за несколькими орбитами, чтобы подтвердить существование планеты, а с тех пор, как эти методы были открыты, прошло достаточно времени. сначала использовался для покрытия небольших перегородок. Некоторые планеты с более крупными орбитами были обнаружены с помощью прямых изображений, но существует средний диапазон расстояний, примерно эквивалентный региону газовых гигантов Солнечной системы, который практически не исследован. Оборудование для прямой визуализации этого региона было установлено на двух больших телескопах, которые начали работу в 2014 году, например Gemini Planet Imager и VLT-SPHERE . Метод микролинзирования обнаружил несколько планет в диапазоне 1–10 а.е. [6] Кажется правдоподобным, что в большинстве экзопланетных систем есть одна или две планеты-гиганта с орбитами, сравнимыми по размеру с орбитами Юпитера и Сатурна в Солнечной системе. Сейчас известно, что гигантские планеты со значительно большими орбитами встречаются редко, по крайней мере, вокруг звезд типа Солнца. [7]

Расстояние обитаемой зоны от звезды зависит от типа звезды, и это расстояние меняется в течение жизни звезды по мере изменения размера и температуры звезды.

Эксцентриситет

Эксцентриситет орбиты является мерой того, насколько она эллиптическая (вытянутая) . Все планеты Солнечной системы, кроме Меркурия, имеют орбиты, близкие к круговым (е<0,1). [8] Большинство экзопланет с орбитальным периодом 20 дней или меньше имеют орбиты, близкие к круговым, то есть с очень низким эксцентриситетом. Считается, что это происходит из-за приливной циркуляризации : уменьшения эксцентриситета с течением времени из-за гравитационного взаимодействия между двумя телами. Планеты размером с субнептун, обнаруженные космическим кораблем «Кеплер» с короткими орбитальными периодами, имеют очень круговые орбиты. [9] Напротив, планеты-гиганты с более длинными орбитальными периодами, обнаруженные методами лучевых скоростей, имеют весьма эксцентричные орбиты. (По состоянию на июль 2010 года 55% таких экзопланет имеют эксцентриситет более 0,2, тогда как 17% имеют эксцентриситет более 0,5. [10] ) Эксцентриситет от умеренного до высокого (e>0,2) планет-гигантов не является эффектом наблюдательного отбора, поскольку планету можно обнаружить примерно одинаково хорошо, независимо от эксцентриситета ее орбиты. Статистическая значимость эллиптических орбит в ансамбле наблюдаемых планет-гигантов несколько удивительна, поскольку современные теории формирования планет предполагают, что эксцентриситет орбит маломассивных планет должен быть округлен за счет гравитационного взаимодействия с окружающим протопланетным диском . [11] [12] Однако по мере того, как планета становится более массивной и ее взаимодействие с диском становится нелинейным, это может вызвать эксцентрическое движение газа окружающего диска, что, в свою очередь, может вызвать эксцентриситет орбиты планеты. [13] [14] [15] Низкий эксцентриситет коррелирует с высокой множественностью (количеством планет в системе). [16] Низкий эксцентриситет необходим для обитаемости, особенно для продвинутой жизни. [17]

Для слабых доплеровских сигналов вблизи пределов способности обнаружения тока эксцентриситет становится плохо ограниченным и смещается в сторону более высоких значений. Предполагается, что некоторые из высоких эксцентриситетов, сообщаемых для маломассивных экзопланет, могут быть завышенными, поскольку моделирование показывает, что многие наблюдения также согласуются с двумя планетами на круговых орбитах. Сообщаемые наблюдения за одиночными планетами на умеренно эксцентрических орбитах имеют вероятность того, что они представляют собой пару планет, составляют около 15%. [18] Это неверное толкование особенно вероятно, если орбиты двух планет имеют резонанс 2:1. Учитывая образец экзопланеты, известный в 2009 году, группа астрономов подсчитала, что «(1) около 35% опубликованных решений об эксцентричной одной планете статистически неотличимы от планетных систем в орбитальном резонансе 2:1, (2) еще 40% не могут быть статистически отличается от решения по круговой орбите» и «(3) планеты с массами, сравнимыми с Землей, могут быть скрыты в известных орбитальных решениях эксцентричных суперземель и планет с массой Нептуна». [19]

Исследования лучевой скорости показали, что орбиты экзопланет за пределами 0,1 а.е. являются эксцентричными, особенно для больших планет. Данные о транзите, полученные космическим кораблем «Кеплер» , согласуются с исследованиями RV, а также показали, что меньшие планеты, как правило, имеют менее эксцентричные орбиты. [20]

Наклонение в зависимости от угла вращения и орбиты

Наклонение орбиты — это угол между плоскостью орбиты планеты и другой плоскостью отсчета. Для экзопланет наклон обычно указывается по отношению к наблюдателю на Земле: используется угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и лучом зрения от Земли к звезде. Поэтому большинство планет, наблюдаемых транзитным методом , расположены под углом около 90 градусов. [21] Поскольку в исследованиях экзопланет для обозначения наклона луча зрения используется слово «наклонение», тогда для угла между орбитой планеты и вращением звезды должно использоваться другое слово, и он называется углом спин-орбиты или спин-орбитой. выравнивание. В большинстве случаев ориентация оси вращения звезды неизвестна. Космический корабль «Кеплер» обнаружил несколько сотен многопланетных систем, и в большинстве из этих систем все планеты вращаются почти в одной плоскости, как и в Солнечной системе. [9] Однако сочетание астрометрических измерений и измерений лучевых скоростей показало, что некоторые планетные системы содержат планеты, плоскости орбит которых значительно наклонены относительно друг друга. [22] Более половины горячих Юпитеров имеют орбитальные плоскости, существенно не совмещенные с вращением их родительской звезды. Значительная часть горячих Юпитеров даже имеет ретроградные орбиты , то есть они вращаются в направлении, противоположном вращению звезды. [23] Возможно, орбита планеты не была нарушена, а сама звезда перевернулась на ранних этапах формирования своей системы из-за взаимодействия между магнитным полем звезды и диском, формирующим планету. [24]

Прецессия периастра

Прецессия периастра – это вращение орбиты планеты внутри орбитальной плоскости, т. е. изменение направления оси эллипса. В Солнечной системе основной причиной являются возмущения со стороны других планет, но для близких экзопланет важнейшим фактором могут быть приливные силы между звездой и планетой. Для близких экзопланет общерелятивистский вклад в прецессию также значителен и может быть на порядки больше, чем тот же эффект для Меркурия . Некоторые экзопланеты имеют значительно эксцентричные орбиты, что облегчает обнаружение прецессии. Эффект общей теории относительности можно обнаружить за период времени около 10 лет или меньше. [25]

Узловая прецессия

Узловая прецессия — это вращение плоскости орбиты планеты. Узловую прецессию легче рассматривать как отличие от прецессии периастра, когда плоскость орбиты наклонена к вращению звезды, причем крайним случаем является полярная орбита.

WASP-33 — быстро вращающаяся звезда, на почти полярной орбите которой находится горячий Юпитер . Квадрупольный массовый момент и собственный угловой момент звезды в 1900 и 400 раз соответственно больше, чем у Солнца. Это вызывает значительные классические и релятивистские отклонения от законов Кеплера . В частности, быстрое вращение вызывает большую прецессию узлов из-за сжатия звезды и эффекта Лензе-Тирринга . [26]

Вращение и осевой наклон

Логолинейный график зависимости массы планеты (в массах Юпитера) от скорости вращения (в км/с) при сравнении экзопланеты Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы.
График зависимости экваториальной скорости вращения от массы планет для сравнения Beta Pictoris b с планетами Солнечной системы .

В апреле 2014 г. было объявлено о первом измерении периода вращения планеты : продолжительность дня у газового гиганта суперЮпитера Beta Pictoris b составляет 8 часов (исходя из предположения о малости осевого наклона планеты) [27 ] [28] [29] При экваториальной скорости вращения 25 км в секунду это быстрее, чем у планет-гигантов Солнечной системы, что соответствует предположению, что чем массивнее планета-гигант, тем быстрее она вращается. Расстояние Беты Живописца b от своей звезды составляет 9 а.е. На таких расстояниях вращение планет Юпитера не замедляется приливными эффектами. [30] Beta Pictoris b еще теплая и молодая, и в течение следующих сотен миллионов лет она остынет и сожмется примерно до размеров Юпитера, и если ее угловой момент сохранится, то по мере ее сжатия длина его день уменьшится примерно до 3 часов, а скорость экваториального вращения увеличится примерно до 40 км/с. [28] Изображения Beta Pictoris b не имеют достаточно высокого разрешения, чтобы напрямую увидеть детали, но методы допплеровской спектроскопии были использованы, чтобы показать, что разные части планеты двигались с разными скоростями и в противоположных направлениях, из чего был сделан вывод, что планета вращается. [27] Благодаря следующему поколению больших наземных телескопов можно будет использовать методы доплеровской визуализации для создания глобальной карты планеты, как, например, картирование коричневого карлика Луман 16B в 2014 году. [ 31] [32] Исследование вращения нескольких газовых гигантов в 2017 году не выявило корреляции между скоростью вращения и массой планеты. [33]

Происхождение вращения и наклона планет земной группы

Гигантские удары оказывают большое влияние на вращение планет земной группы . Последние несколько гигантских столкновений во время формирования планет, как правило, являются основным фактором, определяющим скорость вращения планеты земной группы. В среднем угловая скорость вращения будет составлять около 70% от скорости, которая заставила бы планету расколоться и разлететься на части; естественный результат столкновения планетарного эмбриона со скоростью, немного превышающей скорость убегания . На более поздних стадиях на вращение планеты земной группы также влияют столкновения с планетезималями . На стадии гигантского удара толщина протопланетного диска намного превышает размер планетарных зародышей, поэтому столкновения одинаково вероятны с любого направления в трех измерениях. Это приводит к тому, что осевой наклон аккрецированных планет варьируется от 0 до 180 градусов, причем любое направление столь же вероятно, как и любое другое, причем как прямое, так и ретроградное вращение одинаково вероятно. Таким образом, прямое вращение с небольшим осевым наклоном, характерное для планет земной группы, за исключением Венеры, в целом не характерно для планет земной группы, построенных в результате гигантских ударов. Начальный осевой наклон планеты, определяемый гигантскими ударами, может быть существенно изменен звездными приливами, если планета находится близко к своей звезде, и спутниковыми приливами, если у планеты есть крупный спутник. [34]

Приливные эффекты

Для большинства планет период вращения и наклон оси (также называемый наклоном) неизвестны, но было обнаружено большое количество планет с очень короткими орбитами (где приливные эффекты сильнее), которые, вероятно, достигли равновесного вращения, которое можно предсказанные ( т.е. приливный замок , спин-орбитальные резонансы и нерезонансные равновесия, такие как ретроградное вращение ). [30]

Гравитационные приливы имеют тенденцию уменьшать осевой наклон до нуля, но в течение более длительного периода времени, чем скорость вращения достигает равновесия. Однако наличие нескольких планет в системе может привести к тому, что осевой наклон будет зафиксирован в резонансе, называемом состоянием Кассини . Вокруг этого состояния происходят небольшие колебания, а в случае Марса эти изменения осевого наклона хаотичны. [30]

Непосредственная близость горячих юпитеров к звезде-хозяину означает, что их спин-орбитальная эволюция в основном обусловлена ​​гравитацией звезды, а не другими эффектами. Считается, что скорость вращения горячих юпитеров не учитывается спин-орбитальным резонансом из-за того, как такое жидкое тело реагирует на приливы; Таким образом, подобная планета замедляется до синхронного вращения, если ее орбита круговая, или, альтернативно, она замедляется до несинхронного вращения, если ее орбита эксцентричная. Горячие Юпитеры, вероятно, будут эволюционировать в сторону нулевого наклона оси, даже если они находились в состоянии Кассини во время планетарной миграции, когда находились дальше от своей звезды. Орбиты Горячих Юпитеров со временем станут более круглыми, однако присутствие других планет в системе на эксцентричных орбитах, даже таких маленьких, как Земля, и таких далеких, как обитаемая зона, может продолжать поддерживать эксцентриситет Горячего Юпитера, поэтому что продолжительность приливной циркуляризации может составлять миллиарды, а не миллионы лет. [30]

По прогнозам , скорость вращения планеты HD 80606 b составит около 1,9 суток. [30] HD 80606 b избегает спин-орбитального резонанса, поскольку является газовым гигантом. Эксцентриситет его орбиты означает, что он избегает приливного запирания.

Физические параметры

Масса

Когда планета находится методом лучевых скоростей , наклонение ее орбиты i неизвестно и может составлять от 0 до 90 градусов. Метод не способен определить истинную массу ( M ) планеты, а скорее дает нижний предел ее массы , M  sin i . В некоторых случаях видимая экзопланета может представлять собой более массивный объект, например коричневый или красный карлик. Однако вероятность небольшого значения i (скажем, менее 30 градусов, что дало бы истинную массу, по крайней мере, вдвое превышающую наблюдаемый нижний предел) относительно низка (1− √ 3/2 ≈ 13%), и, следовательно, большинство планет будут имеют истинные массы, довольно близкие к наблюдаемому нижнему пределу. [2]

Если орбита планеты почти перпендикулярна лучу зрения (т.е. близка к 90°), планету можно обнаружить транзитным методом . Тогда будет известен наклонение, а наклонение в сочетании с M  sin i, полученное из наблюдений лучевых скоростей, даст истинную массу планеты.

Кроме того, астрометрические наблюдения и динамические соображения в системах с несколькими планетами иногда могут дать верхний предел истинной массы планеты.

В 2013 году было предложено, чтобы массу транзитной экзопланеты можно было также определить по спектру пропускания ее атмосферы, поскольку ее можно использовать для независимого определения состава атмосферы, температуры, давления и масштабной высоты , [35], однако в 2017 году Исследование показало, что спектр пропускания не может однозначно определить массу. [36]

Изменение времени прохождения также можно использовать для определения массы планеты. [37]

Радиус, плотность и объемный состав

До недавних результатов космической обсерватории «Кеплер» большинство подтвержденных планет были газовыми гигантами, сравнимыми по размеру с Юпитером или больше, потому что их легче всего обнаружить. Однако размеры планет, обнаруженных Кеплером, в основном находятся между размером Нептуна и Земли. [9]

Если планету можно обнаружить как методом лучевой скорости, так и методом транзита, то можно определить как ее истинную массу, так и ее радиус, а также ее плотность . Предполагается, что планеты с низкой плотностью состоят в основном из водорода и гелия , тогда как планеты с промежуточной плотностью, как предполагается, содержат воду в качестве основного компонента. Планета с высокой плотностью считается каменистой, как Земля и другие планеты земной группы Солнечной системы.

Газовые гиганты, пухлые планеты и суперюпитеры

Сравнение размеров Юпитера и экзопланеты WASP-17b
Сравнение размеров WASP-17b (справа) и Юпитера (слева).

Горячие газообразные планеты возникают из-за крайней близости к их звезде-хозяину или потому, что они все еще горячие с момента своего образования и расширяются под действием тепла. Для более холодных газовых планет существует максимальный радиус, который немного больше, чем у Юпитера, что происходит, когда масса достигает нескольких масс Юпитера. Добавление массы за пределы этой точки приводит к уменьшению радиуса. [38] [39] [40]

Даже если принять во внимание тепло от звезды, многие транзитные экзопланеты намного больше, чем ожидалось, учитывая их массу, а это означает, что они имеют удивительно низкую плотность. [41] Одно из возможных объяснений см. в разделе о магнитном поле .

Два графика зависимости плотности экзопланеты от радиуса (в радиусах Юпитера). На одном указана плотность в г/см3. Другой показывает коэффициент диффузии, или 1/плотность, или см3/г.
Графики плотности и радиуса экзопланет . [a] Вверху: плотность и радиус. Внизу: диффузность = 1/плотность в зависимости от радиуса. Единицы: Радиус в радиусах Юпитера ( R Jup ). Плотность в г/см 3 . Диффузия в см 3 /г. Эти графики показывают, что существует широкий диапазон плотностей планет между Землей и размером Нептуна, затем планеты размером 0,6  R Jup имеют очень низкую плотность и их очень мало, затем газовые гиганты имеют большой диапазон плотностей. .

Помимо раздутых горячих Юпитеров , существует еще один тип планет с низкой плотностью: суперпуфы с массами всего в несколько раз больше земных, но с радиусами больше, чем у Нептуна. Планеты вокруг Кеплера-51 [42] гораздо менее плотны (гораздо более рассеяны), чем раздутые горячие Юпитеры, как можно видеть на графиках справа, где три планеты Кеплер-51 выделяются на графике зависимости диффузии от радиуса.

Ледяные гиганты и супернептуны

Kepler-101b был первым обнаруженным супернептуном . Его масса в три раза больше Нептуна, но его плотность предполагает, что тяжелые элементы составляют более 60% его общей массы, в отличие от газовых гигантов, в которых преобладает водород-гелий. [43]

Суперземли, мини-Нептуны и газовые карлики

Если радиус и/или масса планеты находятся между радиусом и/или массой Земли и Нептуна, то возникает вопрос, является ли планета каменистой, как Земля, смесью летучих веществ и газа, как Нептун, маленькой планетой с оболочкой из водорода и гелия ( мини-Юпитер), или какого-то другого состава.

Массы некоторых транзитных планет Кеплера с радиусами в диапазоне 1–4 радиусов Земли были измерены с помощью методов лучевой скорости или времени прохождения. Рассчитанные плотности показывают, что до 1,5 радиуса Земли эти планеты каменистые и что плотность увеличивается с увеличением радиуса из-за гравитационного сжатия. Однако между 1,5 и 4 радиусами Земли плотность уменьшается с увеличением радиуса. Это указывает на то, что на планетах, радиус которых превышает 1,5 радиуса Земли, наблюдается тенденция к увеличению содержания летучих веществ и газа. Несмотря на эту общую тенденцию, существует широкий диапазон масс на данном радиусе, что может быть связано с тем, что газовые планеты могут иметь каменистые ядра различной массы и состава, [44] , а также может быть связано с фотоиспарением летучих веществ. [45] Модели термической эволюции атмосферы предполагают, что радиус разделительной линии между каменистыми и газообразными планетами в 1,75 раза больше радиуса Земли. [46] Исключая близкие планеты, которые потеряли газовую оболочку из-за звездного облучения, исследования металличности звезд предполагают наличие разделительной линии в 1,7 земного радиуса между каменистыми планетами и газовыми карликами, а затем еще одну разделительную линию в 3,9 земного радиуса между газом. карлики и газовые гиганты. Эти разделительные линии представляют собой статистические тенденции и не применимы повсеместно, поскольку, помимо металличности, существует множество других факторов, которые влияют на формирование планет, включая расстояние от звезды – могут быть более крупные каменистые планеты, которые сформировались на больших расстояниях. [47] Независимый повторный анализ данных показывает, что таких разделительных линий нет и что существует континуум формирования планет между 1 и 4 радиусами Земли, и нет оснований подозревать, что количество твердого материала в протопланетном диске определяет, будет ли супер -Формируются Земли или мини-Нептуны. [48] ​​Исследования, проведенные в 2016 году на более чем 300 планетах, показывают, что большинство объектов массой примерно в две Земли собирают значительные водородно-гелиевые оболочки, а это означает, что каменистые суперземли могут быть редкими. [49]

Открытие планеты Кеплер-138d с низкой плотностью массы Земли показывает, что существует перекрывающийся диапазон масс , в котором встречаются как каменистые планеты, так и планеты с низкой плотностью. [50] Планеты с малой массой и низкой плотностью могут быть планетой-океаном или супер-Землей с остаточной водородной атмосферой, горячей планетой с паровой атмосферой или мини-Нептуном с водородно-гелиевой атмосферой. [51] Другая возможность существования планеты с малой массой и низкой плотностью заключается в том, что она имеет большую атмосферу, состоящую в основном из угарного газа , углекислого газа , метана или азота . [52]

Массивные твердые планеты

Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном
Сравнение размеров Kepler-10c с Землей и Нептуном

В 2014 году новые измерения Kepler-10c показали, что это планета массой Нептуна (17 масс Земли) с плотностью выше, чем у Земли, что указывает на то, что Kepler-10c состоит в основном из камня и, возможно, до 20% воды под высоким давлением. лед, но без оболочки с преобладанием водорода. Поскольку это значительно превышает верхний предел в 10 масс Земли, который обычно используется для термина «супер-Земля», был придуман термин « мега-Земля» . [53] [54] Столь же массивной и плотной планетой могла бы быть Кеплер-131b, хотя ее плотность не так хорошо измерена, как у Кеплер 10c. Следующие по массе известные твердые планеты имеют массу вдвое меньше: 55 Cancri e и Kepler-20b . [55]

Газовые планеты могут иметь большие твердые ядра. Планета массы Сатурна HD 149026 b имеет только две трети радиуса Сатурна, поэтому она может иметь каменно-ледяное ядро ​​массой 60 масс Земли и более. [38] CoRoT-20b имеет массу в 4,24 раза больше Юпитера, но радиус всего 0,84 радиуса Юпитера; он может иметь металлическое ядро ​​массой 800 земных, если тяжелые элементы сконцентрированы в ядре, или ядро ​​массой 300 земных, если тяжелые элементы более распределены по планете. [56] [57]

Измерения изменений времени прохождения показывают, что Kepler-52b, Kepler-52c и Kepler-57b имеют максимальные массы в 30–100 раз больше земной, хотя фактические массы могут быть намного ниже. Имея радиусы около 2 радиусов Земли [58] , они могут иметь плотность большую, чем плотность железной планеты того же размера. Они вращаются очень близко к своим звездам, поэтому каждая из них может быть остатком ядра ( хтонической планеты ) испарившегося газового гиганта или коричневого карлика . Если остаток ядра достаточно массивен, он может оставаться в таком состоянии в течение миллиардов лет, несмотря на потерю атмосферной массы. [59] [60]

Твердые планеты массой до тысяч земных могут образовываться вокруг массивных звезд ( звезд B-типа и О-типа ; 5–120 солнечных масс), где протопланетный диск будет содержать достаточно тяжелых элементов. Кроме того, эти звезды имеют сильное УФ-излучение и ветры , которые могут фотоиспарять газ в диске, оставляя только тяжелые элементы. [61] Для сравнения: масса Нептуна равна 17 массам Земли, масса Юпитера — 318 масс Земли, а предел массы Юпитера в 13 единиц, используемый в рабочем определении экзопланеты МАС, равен примерно 4000 масс Земли . [61]

Холодные планеты имеют максимальный радиус, потому что добавление массы в этой точке заставляет планету сжиматься под весом вместо увеличения радиуса. Максимальный радиус твердых планет ниже максимального радиуса газовых планет. [61]

Форма

Когда размер планеты описывается с помощью ее радиуса, это аппроксимирует форму сферой. Однако вращение планеты приводит к ее сплющиванию на полюсах; поэтому экваториальный радиус больше полярного радиуса, что приближает его к сплюснутому сфероиду . Сжатие транзитных экзопланет повлияет на кривые транзитного блеска. На пределе возможностей нынешних технологий удалось показать, что HD 189733b менее сплюснута, чем Сатурн . [62] Если планета находится близко к своей звезде, то гравитационные приливы вытянут планету в направлении звезды, приближая планету к трехосному эллипсоиду . [63] Поскольку приливная деформация происходит вдоль линии между планетой и звездой, ее трудно обнаружить с помощью транзитной фотометрии; оно окажет влияние на кривые блеска транзита на порядок меньшее, чем влияние, вызванное вращательной деформацией, даже в тех случаях, когда приливная деформация превышает вращательную деформацию (как в случае с приливно-заблокированными горячими Юпитерами ). [62] Жесткость материала каменистых планет и каменистых ядер газовых планет приведет к дальнейшим отклонениям от вышеупомянутых форм. [62] Еще одним фактором являются тепловые приливы, вызванные неравномерным облучением поверхностей. [64]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Данные из каталога НАСА, июль 2014 г., за исключением объектов, имеющих нефизически высокую плотность.

Рекомендации

  1. ^ «Просвещение звездных знаков Рыб приводит ученых к открытиям» . Technology.org. 14 мая 2014 года . Проверено 23 июля 2016 г.
  2. ^ Аб Камминг, Эндрю; Батлер, Р. Пол; Марси, Джеффри В .; Фогт, Стивен С.; Райт, Джейсон Т.; Фишер, Дебра А. (2008). «Поиск планеты Кека: обнаруживаемость и распределение минимальной массы и орбитального периода внесолнечных планет». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 120 (867): 531–554. arXiv : 0803.3357 . Бибкод : 2008PASP..120..531C. дои : 10.1086/588487. S2CID  10979195.
  3. ^ Перец, Х.Б.; Кувенховен, МБН (2012). «О происхождении планет на очень широких орбитах в результате захвата свободно плавающих планет». Астрофизический журнал . 750 (1): 83. arXiv : 1202.2362 . Бибкод : 2012ApJ...750...83P. дои : 10.1088/0004-637X/750/1/83. S2CID  119195442.
  4. ^ Шарф, Калеб; Мену, Кристен (2009). «Долгопериодические экзопланеты от динамической релаксации». Астрофизический журнал . 693 (2): Л113. arXiv : 0811.1981 . Бибкод : 2009ApJ...693L.113S. дои : 10.1088/0004-637X/693/2/L113. S2CID  7879291.
  5. ^ Д'Анджело, Г.; Дурисен, Р.Х.; Лиссауэр, Джей Джей (2011). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, С. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D.
  6. ^ Список каталога. Энциклопедия внесолнечных планет
  7. ^ Нильсен, Эл; Клоуз, LM (2010). «Единый анализ 118 звезд с помощью высококонтрастных изображений: долгопериодические внесолнечные планеты-гиганты редки вокруг звезд, подобных Солнцу». Астрофизический журнал . 717 (2): 878–896. arXiv : 0909.4531 . Бибкод : 2010ApJ...717..878N. дои : 10.1088/0004-637X/717/2/878. S2CID  119272089.
  8. ^ Марси, Джеффри; Батлер, Р. Пол; Фишер, Дебра; Фогт, Стивен; Райт, Джейсон Т.; Тинни, Крис Г.; Джонс, Хью Р.А. (2005). «Наблюдаемые свойства экзопланет: массы, орбиты и металличность». Приложение «Прогресс теоретической физики» . 158 : 24–42. arXiv : astro-ph/0505003 . Бибкод : 2005ПТПС.158...24М. дои : 10.1143/PTPS.158.24. S2CID  16349463. Архивировано из оригинала 2 октября 2008 г.
  9. ^ abc Джонсон, Мишель; Харрингтон, JD (26 февраля 2014 г.). «Миссия НАСА «Кеплер» объявляет о процветании планеты, 715 новых мирах». НАСА . Архивировано из оригинала 26 февраля 2014 года . Проверено 26 февраля 2014 г.
  10. ^ Шнайдер, Дж. «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет .
  11. ^ Танака, Хидеказу; Уорд, Уильям Р. (2004). «Трехмерное взаимодействие планеты и изотермического газового диска. II. Волны эксцентриситета и изгибные волны». Астрофизический журнал . 602 (2): 388–395. Бибкод : 2004ApJ...602..388T. дои : 10.1086/380992 .
  12. ^ Босс, Алан (2009). Переполненная Вселенная: поиск живых планет . Основные книги. п. 26. ISBN 978-0-465-00936-7.
  13. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Любовь, Стивен Х.; Бейт, Мэтью Р. (2006). «Эволюция планет-гигантов в эксцентрических дисках». Астрофизический журнал . 652 (2): 1698–1714. arXiv : astro-ph/0608355 . Бибкод : 2006ApJ...652.1698D. дои : 10.1086/508451. S2CID  53135965.
  14. ^ Тейсандье, Жан; Огилви, Гордон И. (2016). «Рост эксцентрических мод во взаимодействиях диск-планета». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (3): 3221–3247. arXiv : 1603.00653 . Бибкод : 2016MNRAS.458.3221T. doi : 10.1093/mnras/stw521.
  15. ^ Баркер, Адриан Дж.; Огилви, Гордон И. (2016). «Нелинейная гидродинамическая эволюция эксцентрических кеплеровских дисков в двух измерениях: подтверждение вековой теории». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (4): 3739–3751. arXiv : 1603.02544 . Бибкод : 2016MNRAS.458.3739B. doi : 10.1093/mnras/stw580.
  16. ^ Лимбах, Массачусетс; Тернер, Э.Л. (2015). «Эксцентриситет орбиты экзопланеты – соотношение множественности и Солнечная система». Труды Национальной академии наук . 112 (1): 20–24. arXiv : 1404.2552 . Бибкод : 2015PNAS..112...20L. дои : 10.1073/pnas.1406545111 . ПМЦ 4291657 . ПМИД  25512527. 
  17. ^ Уорд, Питер; Браунли, Дональд (2000). Редкая Земля: почему сложная жизнь во Вселенной встречается редко. Спрингер. стр. 122–123. ISBN 978-0-387-98701-9.
  18. ^ Родигас, Ти Джей; Хинц, премьер-министр (2009). «У каких экзопланет с лучевой скоростью есть необнаруженные внешние спутники?». Астрофизический журнал . 702 (1): 716–723. arXiv : 0907.0020 . Бибкод : 2009ApJ...702..716R. дои : 10.1088/0004-637X/702/1/716. S2CID  14817457.
  19. ^ Англада-Эскуде, Г.; Лопес-Моралес, М.; Чемберс, Дж. Э. (2010). «Как эксцентричные орбитальные решения могут скрыть планетарные системы на резонансных орбитах 2: 1». Астрофизический журнал . 709 (1): 168–178. arXiv : 0809.1275 . Бибкод : 2010ApJ...709..168A. дои : 10.1088/0004-637X/709/1/168. S2CID  2756148.
  20. ^ Кейн, Стивен Р.; Чарди, Дэвид Р.; Гелино, Дон М.; фон Браун, Каспар (2012). «Распределение эксцентриситета экзопланет от кандидатов в планеты Кеплера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 425 (1): 757–762. arXiv : 1203.1631 . Бибкод : 2012MNRAS.425..757K. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21627.x. S2CID  5496129.
  21. ^ Мейсон, Джон (2008) Экзопланеты: обнаружение, формирование, свойства, обитаемость . Спрингер. ISBN 3-540-74007-4 . п. 2 
  22. ^ За пределами Флатландии: орбиты в ближайшей планетной системе искривлены. Научный американец . 24 мая 2010 г.
  23. ^ «Перевернув планетарную теорию с ног на голову» . Astro.gla.ac.uk. 13 апреля 2010 года. Архивировано из оригинала 16 июля 2011 года . Проверено 28 июля 2016 г.
  24. ^ «Наклон звезд может объяснить перевернутое положение планет», New Scientist , 1 сентября 2010 г., Vol. 2776.
  25. ^ Джордан, Андрес; Бакос, Гаспар А. (2008). «Наблюдаемость общей релятивистской прецессии Периастра на экзопланетах». Астрофизический журнал . 685 (1): 543–552. arXiv : 0806.0630 . Бибкод : 2008ApJ...685..543J. дои : 10.1086/590549. S2CID  13939328.
  26. ^ Иорио, Лоренцо (2010). «Классические и релятивистские эффекты прецессии узлов в WASP-33b и перспективы их обнаружения». Астрофизика и космическая наука . 331 (2): 485–496. arXiv : 1006.2707 . Бибкод : 2011Ap&SS.331..485I. дои : 10.1007/s10509-010-0468-x. S2CID  119253639.
  27. ^ ab Длина дня экзопланеты измерена впервые. Eso.org. 30 апреля 2014 г.
  28. ^ аб Снеллен, IAG; Брандл, БР; Де Кок, Р.Дж.; Броги, М.; Биркби, Дж.; Шварц, Х. (2014). «Быстрое вращение молодой внесолнечной планеты β Pictoris b». Природа . 509 (7498): 63–65. arXiv : 1404.7506 . Бибкод : 2014Natur.509...63S. дои : 10.1038/nature13253. PMID  24784216. S2CID  119248149.
  29. ^ Клотц, Ирен (30 апреля 2014 г.) Экзопланета с новой тактовой частотой вращается целый день за 8 часов. Архивировано 6 февраля 2015 г. в Wayback Machine . Дискавери.ком.
  30. ^ abcde Correia, Александр CM; Ласкар, Жак (2010). Приливная эволюция экзопланет . arXiv : 1009.1352 . Бибкод : 2010exop.book..239C. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  31. ^ Коуэн, Рон (30 апреля 2014 г.) Впервые обнаружено вращение экзопланеты. Научный американец
  32. ^ Кроссфилд, IJM (2014). «Допплеровское изображение экзопланет и коричневых карликов». Астрономия и астрофизика . 566 : А130. arXiv : 1404.7853 . Бибкод : 2014A&A...566A.130C. дои : 10.1051/0004-6361/201423750. S2CID  119164450.
  33. ^ Ограничения на спиновую эволюцию молодых спутников планетарной массы, Марта Л. Брайан, Бьорн Беннеке, Хизер А. Натсон, Константин Батыгин, Брендан П. Боулер, 1 декабря 2017 г.
  34. ^ Раймонд, SN; Кокубо, Э.; Морбиделли, А; Моришима, Р.; Уолш, Кей Джей (2014). Формирование планет земной группы в стране и за рубежом . п. 595. arXiv : 1312.1689 . Бибкод : 2014prpl.conf..595R. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch026. ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID  55207905. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  35. ^ де Вит, Жюльен; Сигер, С. (19 декабря 2013 г.). «Ограничение массы экзопланеты с помощью трансмиссионной спектроскопии». Наука . 342 (6165): 1473–1477. arXiv : 1401.6181 . Бибкод : 2013Sci...342.1473D. дои : 10.1126/science.1245450. PMID  24357312. S2CID  206552152.
  36. ^ Проблемы ограничения массы экзопланет с помощью трансмиссионной спектроскопии, Наташа Э. Баталья1, Элиза М.-Р. Кемптон, Ростом Мбарек, 2017 г.
  37. ^ Несворный, Д.; Морбиделли, А. (2008). «Определение массы и орбиты по изменениям времени прохождения экзопланет». Астрофизический журнал . 688 (1): 636–646. Бибкод : 2008ApJ...688..636N. дои : 10.1086/592230 .
  38. ^ аб Басри, Гибор; Браун, Майкл Э. (2006). «Планетезимали к коричневым карликам: что такое планета?» (PDF) . Анну. Преподобный Планета Земля. наук. (Представлена ​​рукопись). 34 : 193–216. arXiv : astro-ph/0608417 . Бибкод : 2006AREPS..34..193B. doi :10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID  119338327.
  39. ^ Сигер, С. и Лиссауэр, Дж. Дж. (2010) «Введение в экзопланеты», стр. 3–13 в книге «Экзопланеты» , Сара Сигер (редактор), University of Arizona Press. ISBN 0-8165-2945-0 
  40. ^ Лиссауэр, Дж. Дж. и де Патер, И. (2013) Фундаментальная планетарная наука: физика, химия и обитаемость . Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-61855-X . п. 74 
  41. ^ Барафф, И.; Шабрие, Г.; Барман, Т. (2010). «Физические свойства внесолнечных планет». Отчеты о прогрессе в физике . 73 (1): 016901. arXiv : 1001.3577 . Бибкод : 2010RPPh...73a6901B. CiteSeerX 10.1.1.754.8799 . дои : 10.1088/0034-4885/73/1/016901. S2CID  118698516. 
  42. ^ Масуда, К. (2014). «Планеты с очень низкой плотностью вокруг Кеплера-51 обнаружены с изменениями времени прохождения и аномалией, похожей на затмение между планетами». Астрофизический журнал . 783 (1): 53. arXiv : 1401.2885 . Бибкод : 2014ApJ...783...53M. дои : 10.1088/0004-637X/783/1/53. S2CID  119106865.
  43. ^ Бономо, AS; Соццетти, А.; Ловис, К.; Малаволта, Л.; Райс, К.; Бучхаве, Луизиана; Саселов Д.; Кэмерон, AC; Лэтэм, Д.В.; Молинари, Э.; Пепе, Ф.; Удри, С.; Аффер, Л.; Шарбонно, Д.; Косентино, Р.; Туалетная, компакт-диск; Дюмуск, X.; Фигейра, П.; Фиоренцано, AFM; Геттель, С.; Арутюнян А.; Хейвуд, Род-Айленд; Хорн, К.; Лопес-Моралес, М.; Мэр, М.; Мисела, Г.; Моталеби, Ф.; Нашимбени, В.; Филлипс, DF; Пиотто, Г.; и другие. (2014). «Характеристика планетной системы Кеплер-101 с помощью HARPS-N». Астрономия и астрофизика . 572 : А2. arXiv : 1409.4592 . Бибкод : 2014A&A...572A...2B. дои : 10.1051/0004-6361/201424617. S2CID  204937746.
  44. ^ Вайс, LM; Марси, GW (2014). «Соотношение массы и радиуса для 65 экзопланет размером менее 4 земных радиусов». Астрофизический журнал . 783 (1): Л6. arXiv : 1312.0936 . Бибкод : 2014ApJ...783L...6W. дои : 10.1088/2041-8205/783/1/L6. S2CID  31561392.
  45. ^ Марси, GW; Вайс, LM; Петигура, Э.А.; Исааксон, Х.; Ховард, AW; Бучхаве, Луизиана (2014). «Появление и структура ядра-оболочки планет размером 1–4 раза больше Земли вокруг звезд, подобных Солнцу». Труды Национальной академии наук . 111 (35): 12655–12660. arXiv : 1404.2960 . Бибкод : 2014PNAS..11112655M. дои : 10.1073/pnas.1304197111 . ПМЦ 4156743 . ПМИД  24912169. 
  46. ^ Лопес, Эд; Фортни, Джей-Джей (2014). «Понимание соотношения массы и радиуса субнептунов: радиус как показатель состава». Астрофизический журнал . 792 (1): 1. arXiv : 1311.0329 . Бибкод : 2014ApJ...792....1L. дои : 10.1088/0004-637X/792/1/1. S2CID  118516362.
  47. ^ Бучхаве, Луизиана; Биззарро, М.; Лэтэм, Д.В.; Саселов Д.; Кокран, штат Вашингтон; Эндл, М.; Исааксон, Х.; Юнчер, Д.; Марси, GW (2014). «Три режима радиуса внесолнечной планеты, выведенные из металличности родительской звезды». Природа . 509 (7502): 593–595. arXiv : 1405.7695 . Бибкод : 2014Natur.509..593B. дои : 10.1038/nature13254. ПМК 4048851 . ПМИД  24870544. 
  48. ^ Шлауфман, Кевин С. (2015). «Континуум формирования планет между 1 и 4 радиусами Земли». Астрофизический журнал . 799 (2): Л26. arXiv : 1501.05953 . Бибкод : 2015ApJ...799L..26S. дои : 10.1088/2041-8205/799/2/L26. S2CID  53412036.
  49. ^ Цзинцзин Чен; Дэвид М. Киппинг (29 марта 2016 г.). «Вероятностное прогнозирование масс и радиусов других миров». Астрофизический журнал . 834 (1): 17. arXiv : 1603.08614 . Бибкод : 2017ApJ...834...17C. дои : 10.3847/1538-4357/834/1/17 . S2CID  119114880.
  50. ↑ Коуэн, Рон (6 января 2014 г.). «Экзопланета массой с Землю не является близнецом Земли». Новости природы . дои : 10.1038/nature.2014.14477 . S2CID  124963676 . Проверено 7 января 2014 г.
  51. ^ Кабрера, Хуан; Гренфелл, Джон Ли; Неттельманн, Надин (2014) PS6.3. Наблюдения и моделирование экзопланет малой массы и низкой плотности (LMLD). Генеральная ассамблея Европейского союза геонаук 2014 г.
  52. ^ Беннеке, Бьорн; Сигер, Сара (2013). «Как отличить облачные мини-Нептуны от суперземель с преобладанием воды/летучих веществ». Астрофизический журнал . 778 (2): 153. arXiv : 1306.6325 . Бибкод : 2013ApJ...778..153B. дои : 10.1088/0004-637X/778/2/153. S2CID  40723710.
  53. ↑ Саселов, Димитар (2 июня 2014 г.). Экзопланеты: от волнующего до раздражающего — Kepler-10c: «Мега-Земля». Через 23 минуты. Архивировано из оригинала 21 декабря 2021 г.
  54. ^ Агилар, Д.А.; Пуллиам, К. (2 июня 2014 г.). «Астрономы нашли новый тип планеты: «Мега-Земля»». www.cfa.harvard.edu . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.
  55. ^ Дюмуск, X .; Бономо, AS; Хейвуд, RLD; Малаволта, Л.; Сегрансан, Д.; Бучхаве, Луизиана; Кэмерон, AC; Лэтэм, Д.В.; Молинари, Э.; Пепе, Ф.; Удри, СП; Шарбонно, Д.; Косентино, Р.; Туалетная, компакт-диск; Фигейра, П.; Фиоренцано, AFM; Геттель, С.; Арутюнян А.; Хорн, К.; Лопес-Моралес, М.; Ловис, К.; Мэр, М.; Мисела, Г.; Моталеби, Ф.; Насимбени, В.; Филлипс, DF; Пиотто, Г.; Поллакко, Д.; Келос, Д.; Райс, К.; и другие. (2014). «Планетная система Кеплер-10, вновь посещенная HARPS-N: горячий скалистый мир и твердая планета массы Нептуна». Астрофизический журнал . 789 (2): 154. arXiv : 1405.7881 . Бибкод : 2014ApJ...789..154D. дои : 10.1088/0004-637X/789/2/154. S2CID  53475787.
  56. ^ Наякшин, Сергей (2015). «Модель приливного уменьшения размеров. IV. Разрушительная обратная связь на планетах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 461 (3): 3194–3211. arXiv : 1510.01630 . doi : 10.1093/mnras/stw1404.
  57. ^ Делей, М.; Бономо, AS; Феррас-Мелло, С.; Эриксон, А.; Буши, Ф.; Гавел, М.; Эгрейн, С.; Альменара, Ж.-М.; Алонсо, Р.; Овернь, М.; Баглин, А.; Баржа, П.; Борде, П.; Брантт, Х.; Кабрера, Дж.; Карпано, С.; Каваррок, К.; Чизмадия, С.; Дамиани, К.; Диг, HJ; Дворжак Р.; Фридлунд, М.; Эбрар, Г.; Гандольфи, Д.; Гиллон, М.; Гюнтер, Э.; Гийо, Т.; Хатцес, А.; Джорда, Л.; Леже, А.; и другие. (2012). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT». Астрономия и астрофизика . 538 : А145. arXiv : 1109.3203 . Бибкод : 2012A&A...538A.145D. дои : 10.1051/0004-6361/201117681. S2CID  118339296.
  58. ^ Наблюдения за временем транзита с помощью Кеплера: VII. Подтверждение наличия 27 планет в 13 мультипланетных системах с помощью изменений времени транзита и орбитальной стабильности, Джейсон Х. Стеффен и др., 16 августа 2012 г.
  59. ^ Моке, А.; Грассе, О.; Сотин, К. (2013) Сверхплотные остатки экзопланет газовых гигантов, EPSC Abstracts, Vol. 8, EPSC2013-986-1, Европейский планетарный научный конгресс 2013 г.
  60. ^ Моке, А.; Грассе, О.; Сотин, К. (2014). «Планеты с очень высокой плотностью: возможный остаток газовых гигантов». Фил. Пер. Р. Сок. А.​ 372 (2014): 20130164. Бибкод : 2014RSPTA.37230164M. дои : 10.1098/rsta.2013.0164 . ПМИД  24664925.
  61. ^ abc Сигер, С.; Кушнер, М.; Иер-Маджумдер, Калифорния; Милицер, Б. (2007). «Отношения массы и радиуса твердых экзопланет». Астрофизический журнал . 669 (2): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Бибкод : 2007ApJ...669.1279S. дои : 10.1086/521346. S2CID  8369390.
  62. ^ abc Картер, JA; Винн, Дж. Н. (2010). «Эмпирические ограничения на сжатие экзопланеты». Астрофизический журнал . 709 (2): 1219–1229. arXiv : 0912.1594 . Бибкод : 2010ApJ...709.1219C. дои : 10.1088/0004-637X/709/2/1219. S2CID  73583633.
  63. ^ Леконт, Дж.; Проложенный.; Шабрие, Г. (2011). «Искаженные несферические транзитные планеты: влияние на глубину транзита и определение радиуса». Астрономия и астрофизика . 528 : А41. arXiv : 1101.2813 . Бибкод : 2011A&A...528A..41L. дои : 10.1051/0004-6361/201015811. S2CID  56543291.
  64. ^ Аррас, Фил; Сократ, Аристотель (2009). «Термические приливы на короткопериодических экзопланетах». arXiv : 0901.0735 [astro-ph.EP].

Внешние ссылки

Каталоги и базы данных экзопланет