Наблюдения прохода планеты по диску звезды HD209458 солнечного типа показали удивительную картину. Размер планеты равен 4.3R_J, что превышает размер радиуса Роша для этой планеты, составляюший 3.6R_J. Это означает, что планета теряет свои внешние слои. Этот факт подтверждают и измерения лучевых скоростей, регистрирующие поток вещества с относительной скоростью -130 км/с (знак минус означает движение к нам), т.е. выше скорости убегания от планеты.

Этому же объекту посвящена статья astro-ph/0312384 того же научного коллектива "Темп испарения горячих Юпитеров и образование Хтонианских планет".

Некоторое время назад заподозрили, что вероятность существования планетной системы сильно зависит от металличности звезды (т.е. от содержания элементов тяжелее гелия). В данной работе авторы исследуют этот вопрос на очень большой выборке звезд.

Основным выводом работы является подтверждение сильной зависимости вероятности образования планетной системы от металличности.

Имеющиеся данные по экзопланетам говорят о наличии четкой корреляции между вероятностью увидеть планету и металличностью звезды. Можно было бы полагать, что это эффект селекции, связанный вот с чем. Современные методики обнаруживают массивные планеты на близких орбитах (горячие юпитеры). Полагают, что планеты мигрировали на эти орбиты с более далеких. Значит, можно спекулировать о корреляции металличность-миграция. Авторы данной работы внимательно исследовали такую возможность и не нашли никаких оснований в пользу данной гипотезы. Стало быть, заключают они, есть реальная корреляция между металличностью и планетами.

Для обнаружения планет-гигантов при их прохождении по дискам звезд требуется фотометрия с относительной точностью ~1%. На это способны малые и даже любительские телескопы. Зато желательно включить в эту программу как можно большее число инструментов, расположенных в различных точках Земли. Такая сеть сможет достаточно эффективно обнаруживать планеты с орбитальными периодами от 10 до 200 дней у ярких (V<11^m) звезд. Подробности на сайте transitsearch.org.

Две внутренние планеты звезды 55 Cancri обращаются в резонансе 3:1 (по среднему движению). Поскольку орбиты этих планет достаточно эллиптические, то динамику такого резонанса пришлось рассматривать в общем случае (а не для круговых орбит, как в Солнечной системе). В этой ситуации в подобной системе возможно несколько типов устойчивого резонансного движения.

Речь идет о планетах-гигантах в Солнечной системе. Оказывается очень много информации о них, в частности о их внутреннем строении, можно получить изучая приливы, которые вызывают на этих планетах их наиболее массивные спутники.

В данном обзоре вы найдете все: теорию статических и динамических приливов (приливных осцилляций), результаты численного моделирования и, конечно, приложение к экзопланетам.

Результат моделирования приливного отклика твердотельно вращающейся планеты.

Этот интерферометр еще не запущен и даже не построен, речь идет о том, сможет ли он обнаруживать планеты-гиганты у ближайших звезд в прямых наблюдениях. Моделированием этого процесса и занимались авторы данной работы. Но сначала о параметрах интерферометра. Предполагается, что он будет состоять из двух 0.5 метровых зеркал разнесенных на расстояние 12.5 метра (это минимальная конфигурация). Работать инструмент будет в инфракрасном диапазоне на волнах от 1 до 6 микрон с использованием "двухволновой" техники.

Теоретическая проверка работоспособности интерферометра производилась по уже открытым экзопланетам. Моделирование показало, что по крайней мере семь из них могли бы быть им обнаружены в прямых наблюдениях.

Авторы высказывают предположение, что затмения звезды KH15D связаны с вихрем пылевых частиц, который вращается на расстоянии порядка 0.2 астрономических единицы от звезды. Разумеется, это важно, т.к. такие завихрения в околозвездных дисках могут иметь самое непосредственное отношение к процессу образования планет.

У пульсара 1620-26 есть два спутника: звездный и планетный. С помощью Космического телескопа удалось установить, что звездный спутник - это маломассивный (0.3-0.4 массы Солнца) молодой (пол миллиарда лет) белый карлик. Наиболее вероятный сценарий образования такой системы - динамическое взаимодействие в ядре скопления. Но тогда получается, что планеты являются распространенной составляющей шаровых скоплений с малой металличностью. Именно это и является основным выводом работы и основанием для второй части заголовка статьи.

Открыта планета с массой более двух масс Юпитера на круговой орбите с периодом 6 лет, что соответствует расстоянию 3.3 а.е. Т.е. это не "горячий юпитер", а нечто, вполне похожее на наш "настоящий" Юпитер. Открыть такую планету трудно с наблюдательной точки зрения, поэтому их известно довольно мало. В скором времени (несколько лет) авторы обещают существенное улучшение ситуации: обзорам станут доступны юпитеры и сатурны (т.е. планеты на круговых орбитах с периодами порядка 100 лет). Будем ждать ...

Сейчас известно уже более 100 планет. Большинство из них открыто методом измерения вариации лучевых скоростей звезд, т.е. по Доплеру. Данный метод имеет свои т.н. селекционные эффекты.
1. Есть предел на измерение скорости (сейчас порядка 40 м/с). Это ставит предел на массу планеты.
2. Если орбита достаточно широкая, то орбитальный период будет большим, а в течение года, то обнаружить планету с периодом более этого времени вы не можете.

Эти ограничения означают следующее. Если вы задаетесь вопросом "какая доля звезд имеет планеты", то вы не можете просто взять число известных звезд с планетами и разделить на полное число звезд, включенных в программы наблюдений (на данный момент в восьми проектах проведены измерения для 1743 звезд). Нужно учитывать селекционные эффекты, или же выделять области в пространстве параметров, где эти эффекты неважны. Такие работы уже проводились, статья представляет собой новую попытку.

Результаты проще всего представить на рисунке.

По горизонтальной оси отложен орбитальный период в днях (на верхней горизонтальной оси это продублировано показом большой полуоси в астрономических единицах с указанием положения планет Солнечной системы). По вертикальной оси отложено произведение массы планеты в массах Юпитера на синус угла наклона орбиты к лучу зрения (угол наклона является важным параметров, т.к., например, ясно, что если мы смотрим на систему с ребра, то эффект "болтания звезды" будет сильнее всего, а если мы смотрим "сверху" , т.е. видим систему плашмя, то эффекта просто не будет). Белая область на рисунке соответствует области параметров, где эффекты селекции малы. Соответственно, там обнаружено почти 100 процентов из возможных планет. В темной области эффекты селекции очень сильны. Средняя серая область соответствует промежуточной ситуации. Прямоугольниками показаны области параметров, для которых в работах разных авторов были получены ограничения на долю солнцеподобных звезд с планетами. Внизу рисунка даны ссылки на эти работы и приведена доля в процентах.

Результаты данной работы показаны жирными сплошной и пунктирной линиями. Эти данные в среднем оказываются более оптимистичными, чем результаты других работ. По мнению авторов это связано с тем, что они более аккуратно учитывают эффекты селекции, что увеличивает число звезд, у которых планеты еще не зарегистрированы. В частности, результат не противоречит гипотезе о том, что 100 процентов звезд имеют планеты!

Об открытии новой планеты с помощью измерения радиальных скоростей см. статью The ELODIE survey for northern extra-solar planets II. A Jovian planet on a long-period orbit around GJ 777 A.

Сейчас известно уже достаточно много экзопланет (около сотни), поэтому можно наводить статистику, что и делается в работах многих авторов (мы уже писали о некоторых из них). В этой статье авторы проводят детальное исследование распределения планет различной массы (выделяя две основные группы: массивные - с массой более 2 масс Юпитера, и маломассивные - с массой менее 0.75 массы Юпитера) по орбитальным периодам. Показана статистическая значимость некоторых важных особенностей распределений. Такие данные накладывают ограничения на сценарии миграции планет. Кроме того, имеющиеся распределения позволят более продуктивно проводить последующие поиски.

У миллисекундного пульсара PSR B1257+12 с периодом 6.2 мс две планеты. Если принять, что масса пульсара равна 1.4M_o (стандартная масса нейтронной звезды), то массы планет составляют 4.3+/-0.2M₃ и 3.9+/-0.2M₃, соответственно (M₃ - масса Земли). Наклоны орбит к лучу зрения 53.4^o и 47.3^o, т.е. их орбиты практически компланарны. Поскольку планеты обращаются вокруг пульсара в резонансе 3:2, то это подтверждает гипотезу об их возникновении из диска вокруг пульсара.

Внезатменные коронографы - телескопы предназначенные для наблюдения слабой солнечной короны рядом с гораздо более ярким Солнцем. Все в их конструкции посвящено решению двух задач: уменьшению паразитного рассеяния света и возможности регистрации изображений с огромными перепадами яркости. Легко видеть, что это те же самые требования, которые возникают при попытке обнаружить планету у другой звезды по отраженному ею свету. В данной статье в теоретическом ключе рассматривается вопрос о применимости коронографической техники для обнаружения экзопланет из космоса и о необходимых для этого изменениях в аппаратуре.

Сейчас известно уже около 100 планетных систем. Но все это планеты-гиганты. Стоит ли искать планеты земного типа именно в этих системах? Находятся ли такие планеты в условиях, когда в принципе возможна жизнь земного типа? Авторы статьи рассчитали устойчивость орбит типа Земли для девяти известных систем и показали, что в большинстве случаев они являются устойчивыми для расстояний, соответствующих благоприятным для жизни условиям. Экстраполяция на все 93 системы вокруг звезд главной последовательности, известные на данный момент, дает такой результат: примерно в трети случаев можно ожидать наличие устойчивых орбит в "обитабельных" зонах.

О будущих поисках планет земного типа с помощью коронографов см. небольшой (8 страниц) обзор "Terrestrial Planet Finding with a Visible Light Coronagraph".

Открытие "других Юпитеров" - это конечно очень интересно. Но хочется, очень хочется!, "другие Земли". Пока это технически очень непросто: масса у Земли маленькая, размер небольшой. Поэтому ни по вариациям скорости звезды, ни по прохождениям планеты по диску звезды, такую "крошку" не откроешь". Надо развивать технологии, и этим активно занимаются. Будут специальные наземные и космические наблюдательные проекты, целиком посвященные поиску планет земного типа. В обзоре кратко описываются все проблемы, связанные с поисками планет типа Земли, а также рассказывается о готовящихся наблюдениях. Кроме того, автор упоминает новые теоретические разработки в этой области.

Сейчас планеты в основном открывают по наблюдениям радиальных скоростей звезд. Такой метод наиболее чувствителен к массивным планетам на достаточно близкой орбите. Хотя открыто уже около 100 планет все они более-менее однотипны. Было бы интересно найти планеты типа Земли: как в смысле массы, так и в смысле расстояния от центральной звезды. Для этого подходят высокоточные астрометрические методы.

SIM - Space Interferometry Mission. Это космический интерферометр с базой 10 метров. Запуск планируется на 2009 г. За 5 лет работы для избранных звезд до 20 величины (!) спутник получит астрометрические данные с точностью в несколько тысячных долей угловой секунды.

В статье авторы рассматривают сколько (и каких) планет сможет отрыть SIM. Оценки показывают, что можно ожидать открытия всего 1-2 планет земной массы, около 5-25 планет с массой менее 20 земных. Всего же ожидается открытие примерно 100 планет. Оценки не очень впечатляющие, тем более, что они основаны на довольно оптимистических предположениях.

Стандартная симметричная кривая блеска сильно искажается, если линза является двойной. Искажение заметно даже при очень большом отношении масс объектов, т.е. когда второй компонент является планетой. Для обнаружения таких искажений были изучены 145 событий микролинзирования, зафиксированных в эксперименте OGLE за 1998-2000 гг. Вывод - планетами с массой Юпитера или выше на расстоянии от 1 до 4 астрономических единиц обладают не более 21% звезд-линз.

^{(Архив Экзопланеты:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)