Особенности внесолнечных планет

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ
РЕСПУБЛИКИ БЕЛАРУСЬ
УЧРЕЖДЕНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ
“ГОСУДАРСТВЕННАЯ ГИМНАЗИЯ №1 г. ВИТЕБСКА”
Доклад по астрономии на тему
Особенности внесолнечных
планет
Выполнил: ученик 11”B” класса
Бесов Дмитрий Владимирович
Научный руководитель
Голубев Владимир Александрович
г. Витебск, 2008
Содержание
1. Введение
2. История открытия и номенклатура
3. Астрометрический метод
4. Спектрометрический метод
5. Метод транзитной фотометрии
6. Гравитационное линзирование
7. Некоторые интересные планеты
8. Таблица и графики
9. Миссии
10. Заключение
11. Использованные ресурсы
2
1. Введение
Экзопланета (от др.-греч. εξω, exo — «вне, снаружи»; также экстрасолнечная планета от
лат. extra — «вне, снаружи») — планета, вращающаяся вокруг иной звезды, то есть не
принадлежащая Солнечной системе. Планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со
звѐздами, а сами звѐзды — крайне далеко от нас находятся (ближайшая — на расстоянии 4,22
св. года — примерно 40 000 000 000 000 километров). Поэтому долгое время задача
обнаружения планет возле других звѐзд была неразрешимой. Сейчас такие планеты стали
обнаруживать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их
возможностей. На ноябрь 2007 известно более 260 экзопланет в более чем 220 планетных
системах. Подавляющее большинство из них обнаружено с использованием различных
непрямых методик детектирования, вместо визуального наблюдения. Большинство из
известных экзопланет являются гигантами, вероятно, более похожими на Юпитер, чем на
Землю. Очевидно, это объясняется ограниченностью методов (легче всего обнаружить
короткопериодичные массивные планеты).
2. История открытия
Первые попытки найти планеты около иных светил были связаны с наблюдениями за
положением близких звезд. Еще в 1916 году Эдуард Бернард обнаружил красную звездочку,
которая «быстро» смещалась по небу относительно других звезд. Астрономы окрестили ее
Летящей звездой Барнарда. Она одна из ближайших к нам звезд и по массе в семь раз меньше
Солнца. Исходя из этого, влияние на нее планет, если они есть, должно было быть заметным. В
начале 60-х годов ХХ века Питер Ван де Камп объявил, что открыл у нее спутник массой с
Юпитер. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году выяснил, что звезда Барнарда движется без
колебаний и, значит, массивных планет не имеет.
В конце 80-х годов ХХ столетия многие группы астрономов начали систематическое
измерение скоростей ближайших к Солнцу звезд, ведя специальный поиск экзопланет с
помощью высокоточных спектрометров.
Данная схема показывает, как более мелкий объект, вращающийся вокруг более крупного,
вызывает изменения в положении и скорости последнего.
Первое подтвержденное открытие экзопланеты сделал польский радиоастроном
(Aleksander Wolszczan), который с помощью 305-метровой антенны в Аресибо изучал
радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 1000 св. лет от Солнца и посылающий
импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 ученый заметил периодическое изменение частоты
прихода импульсов. К 1993 выявилось присутствие рядом с пульса ром PSR 1257+12 трех
планет с массами 0,2, 4,3 и 3,6 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В
1996 появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна
и периодом около 170 лет.
До сих пор планетная система пульсара PSR 1257+12
демонстрирует нам единственный пример планет типа Земли за пределом Солнечной системы.
Считается весьма странным,
что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились
маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом
сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, с которой теряет большую часть
своей массы. Поэтому ее остаток – нейтронная звезда-пульсар – не может своим притяжением
удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды.
Возможно, что обнаруженные у пульсара планеты сформировались уже после взрыва
сверхновой, но из чего и как – пока не ясно.
В 1995 году астрономы Мишель Майор (Michel Mayor) и Дидье Келоc (Didier Queloz) с
помощью сверхточного спектрометра обнаружили покачивание звезды 51 Пегаса с периодом
4,23 сут. Планета, вызывающая покачивания, напоминает Юпитер, но находящийся в
3
непосредственной близости от светила. В среде астрономов планеты этого типа так и называют
«горячие юпитеры».
В дальнейшем, путѐм измерения лучевой скорости звѐзд для поиска еѐ периодического
доплеровского изменения было обнаружено более сотни экзопланет.
Понятно, что старания исследователей были направлены на поиск планет, подобных Земле.
И вот в августе 2004 года была обнаружена первая такая планета, в системе звезды μ
Жертвенника. Планета делает оборот вокруг светила за 9,55 суток, расстояние до звезды 0,09 а.
е., температура на поверхности порядка 900 K. Масса еѐ оценивается приблизительно в 14 масс
Земли.
В 2004 году было получено первое изображение (в инфракрасных лучах) объекта-кандидата
в экзопланету 2M1207.
Открытым экзопланетам в настоящее время присваиваются названия, состоящие из названия
звезды, около которой обращается планета, и дополнительной строчной буквы латинского
алфавита, начиная с буквы «b» (например: 51 Пегаса b). Следующей планете присваивается
буква «c», потом «d» и так далее по алфавиту. При этом буква «a» в названии не используется,
так как такое название подразумевало бы собственно саму звезду. Кроме того, следует
обратить внимание на то, что планетам присваиваются названия в порядке их открытия, а не
по мере удаления от звезды обращения. То есть, планета «с» может быть ближе к звезде, чем
планета «b», просто открыта она была позднее (как, например, в системе Глизе 876).
В названиях экзопланет существует исключение. Дело в том, что до открытия системы 51
Пегаса в 1995 г. экзопланеты называли иначе. Первые обнаруженные экзопланеты у пульсара
PSR 1257+12 были названы прописными буквами PSR 1257+12 B и PSR 1257+12 C. Кроме
того, после обнаружения новой, более близкой к звезде планеты, она была названа PSR
1257+12 A, а не D.
Некоторые экзопланеты имеют дополнительные неофициальные «прозвища» (как, например,
51 Пегаса b неофициально названа «Беллерофонт»). Однако в научном сообществе в
настоящее время присвоение официальных личных имѐн планетам считается непрактичным и
соответственно не практикуется.
3. Астрометрический метод
Основан на изменении собственного движения звезды под гравитационным воздействием
планеты. Хотя с помощью астрометрии были уточнены массы некоторых экзопланет, ни
одного подтверждѐнного открытия сделать не удалось. Будущее этого метода связано с
орбитальными миссиями, такими, как SIM.
В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет
массивный Юпитер, в первом приближении можно рассматривать двойную систему Солнце –
Юпитер. Они разделены расстоянием 5,2 а.е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг
общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 массивнее Юпитера, оно во столько
же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по
окружности радиусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е. (это чуть больше радиуса самого Солнца). С
расстояния Альфы Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а.е.) радиус этой окружности виден под
углом 0,004". Это очень маленький угол: под таким углом нам видится толщина карандаша с
расстояния в 360 км.
Неспециалисту кажется, что "покачивание" звезды с амплитудой 0,004" заметить
невозможно. Действительно, сделать это очень трудно. Ведь само изображение звезды на
фотопластинке имеет размер около 2" из-за рассеивания света в земной атмосфере. Реально ли
заметить сдвиги световой "кляксы" на тысячную долю еѐ размера? Современные методы
астрономии позволяют измерять положение звѐзд на небесной сфере с очень высокой
точностью.
Чтобы астрометрический метод привѐл к успеху, нужно соблюсти 2 условия: звезда должна
располагаться как можно ближе к Солнцу и быть как можно менее массивной, тогда при
наличии у неѐ крупной планеты угловая амплитуда еѐ "покачиваний" будет наибольшей.
4
Некоторое время предполагалось, что звезда Барнарда обладает планетами и даже была
рассчитана амплитуда колебаний (около 0,02"), но после уточнений было вычислено, что
звезда движется ровно, без колебаний. Но эти же работы принесли и новую находку: были
замечены "зигзаги" в движении пятой от Солнца звезды Лаланд 21185. Сейчас у астрономов
есть веские доводы в пользу того, что вокруг этой звезды обращаются 2 планеты: одна с
периодом 30 лет и вторая с периодом 6 лет. Для подтверждения этого открытия проводятся
дополнительные наблюдения.
4. Спектрометрический метод
Спектрометрическое измерение радиальной скорости звѐзд (метод Доплера). Это самый
распространѐнный метод. С его помощью можно обнаружить планеты с массой не меньше
нескольких масс Земли, расположенные в непосредственной близости от звезды и планетыгиганты с периодами до ~10 лет. Планета, обращаясь вокруг звезды, как бы раскачивает еѐ, и
мы можем наблюдать доплеровское смещение спектра звезды.
Таким метом первой была найдена вышеупомянутая 51 Пегаса. Майор и Дидье Квелоц,
построили оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с
точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри
Марси (G.Marcy) создали подобный прибор раньше и в 1987 приступили к систематическому
измерению скоростей нескольких сотен звезд, но им не повезло сделать открытие первыми. В
1994 Майор и Квелоц приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к
нам и по своим характеристикам похожих на Солнце.
Довольно быстро они обнаружили "покачивания" звезды
51 в созвездии Пегаса, удалѐнной от Солнца на 50 св.
лет. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23
сут и, как заключили астрономы, вызваны влиянием
планеты с массой 0,47 Мю (для нее уже предложено имя
– Эпикур).
Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем
рядом со звездой как две капли воды похожей на
Солнце бешено мчится планета-гигант, обегая ее всего за
четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше,
чем от Земли до Солнца. Астрономы не сразу поверили в это открытие. Ведь обнаруженная
планета-гигант из-за ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000К. Горячий юпитер?
Такого сочетания астрономы не ожидали. Быть может, за колебания звезды была принята
пульсация ее атмосферы?
Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие планеты у звезды 51 Пегаса. Затем
обнаружились и другие системы, в которых планета-гигант обращается очень близко к своей
звезде, термин "горячий юпитер" прочно вошел в обиход астрономов.
5. Метод транзитной фотометрии
Метод транзитной фотометрии, связан с прохождением планеты на фоне звезды. Позволяет
определить размеры, а в сочетании с методом Доплера — плотности планет. В настоящее
время (ноябрь 2007) обнаружено более 30 транзитных планет.
При наблюдении планетной системы "с ребра" планета, с точки зрения земного
наблюдателя, может периодически проходить по диску звезды, незначительно (обычно на 13%) ослабляя ее блеск. Точные фотометрические наблюдения позволяют построить "световую
кривую" (график зависимости блеска звезды от времени) и найти период планеты и ее радиус.
К недостаткам метода наблюдения транзитов можно отнести низкую вероятность транзитной
конфигурации. При углах наклона орбиты планеты, всего на 3-4 градуса отличающихся от 90
градусов, планета "пройдет" выше или ниже диска звезды, и транзитов не будет.
Кроме того, одного факта наблюдения транзита еще недостаточно, чтобы сказать, что
открыта именно экзопланета. Горячие гиганты, коричневые карлики и маломассивные звезды
5
главной последовательности имеют один и тот же размер, равный 1-1,5 диаметров Юпитера
(но при этом разную массу и среднюю плотность). Чтобы подтвердить планетную природу
транзитного кандидата, необходимо определить его массу из спектральных наблюдений звезды
и убедиться, что она не превышает 13 масс Юпитера.
Свойства этих планет (за исключением планет SWEEPS-4 и SWEEPS-11, данные для
которых еще слишком неточны) приведены в Таблице. Синим цветом выделен единственный
пока транзитный Нептун (по температурному режиму - очень теплый).
планета
CoRoT-Exo-1 b
GJ 436 b
HAT--P-1 b
HAT--P-2 b
HAT-P-3 b
HAT-P-4 b
HAT-P-5 b
HAT-P-6 b
HD 149026 b
HD 17156 b
HD 189733 b
HD 209458 b
Lupus-TR-3 b
OGLE-TR-10 b
OGLE-TR-111 b
OGLE-TR-113 b
OGLE-TR-132 b
OGLE-TR-182 b
OGLE-TR-211 b
OGLE-TR-56 b
TrES-1
TrES-2
TrES-3
TrES-4
WASP-1 b
WASP-2 b
WASP-3 b
WASP-4 b
WASP-5 b
XO-1 b
XO-2 b
XO-3 b
радиус,
радиусов
Юпитера
?
1.3
1.65 ± 0.15
0.029 ± 0.002 0.07 ± 0.003 0.39 ± 0.04
0.055 ± 0.002 0.53 ± 0.04
1.36 ± 0.1
0.068 ± 0.002
8.2 ± 0.7
1.18 ± 0.16
0.039
0.61 ± 0.03 0.89 ± 0.05
0.045 ± 0.001 0.68 ± 0.04 1.27 ± 0.05
0.041 ± 0.001 1.06 ± 0.11 1.26 ± 0.05
0.052 ± 0.001 1.06 ± 0.12 1.33 ± 0.06
0.042
0.36 ± 0.03 0.725 ± 0.03
0.15
3.08
1.15 ± 0.11
0.031
1.15 ± 0.05 1.156 ± 0.03
0.045
0.69 ± 0.05 1.32 ± 0.25
0.0464 ± 0.0007 0.81 ± 0.18 0.89 ± 0.07
0.042
0.63 ± 0.14 1.26 ± 0.07
0.047 ± 0.001 0.53 ± 0.11 1.07 ± 0.06
0.023
1.32 ± 0.2
1.09 ± 0.03
0.031 ± 0.001 1.19 ± 0.13
1.13
0.051 ± 0.001 1.01 ± 0.15 1.13 ± 0.13
0.051 ± 0.001 1.03 ± 0.20
1.36 ±0.18
0.023
1.29 ± 0.12
1.3 ± 0.05
0.039 ± 0.001 0.61 ± 0.06 1.08 ± 0.03
0.037 ± 0.001 1.28 ± 0.09 1.24 ± 0.09
0.023 ± 0.001 1.92 ± 0.23
1.3 ± 0.08
0.049 ± 0.002
0.84 ± 0.1
1.67 ± 0.1
0.038 ± 0.001
0.89 ± 0.2
1.44 ± 0.08
0.03 ± 0.01
0.88 ± 0.11 1.04 ± 0.06
0.03
1.83
1.38
0.023
1.27
1.44
0.027
1.6
1.13
0.049 ± 0.001
0.9 ± 0.07
1.18 ± 0.04
0.037 ± 0.002 0.57 ± 0.06 0.97 ± 0.03
?
12
?
большая
полуось, а.е.
масса, масс
Юпитера
средняя
вторая
плотность,
космическая
г/куб.см скорость, км/сек
0.38 ± 0.10
53.4 ± 2.4
1.56 ± 0.48
25.5 ± 1.4
0.28 ± 0.06
37.4 ± 2.0
6.6 ± 2.7
158 ± 13
1.06 ± 0.17
49.8 ± 1.9
0.41 ± 0.06
44.0 ± 1.6
0.66 ± 0.11
55.0 ± 3.1
0.56 ± 0.05
53.5 ± 3.3
1.25 ± 0.19
42.4 ± 2.0
2.68 ± 0.77
98.5 ± 4.7
0.98 ± 0.08
60.0 ± 1.3
0.40 ± 0.23
43.5 ± 5.0
1.4 ± 0.4
57.4 ± 6.8
0.42 ± 0.12
42.6 ± 4.9
0.57 ± 0.15
42.2 ± 4.6
1.34 ± 0.23
66.2 ± 5.2
1.09 ± 0.12
61.7 ± 3.4
0.93 ± 0.35
56.9 ± 5.3
0.54 ± 0.24
52.4 ± 7.0
0.78 ± 0.12
59.9 ± 3.3
0.64 ± 0.07
45.2 ± 2.3
0.89 ± 0.20
61.1 ± 3.1
1.16 ± 0.25
73.1 ± 4.4
0.22 ± 0.045
42.7 ± 2.8
0.39 ± 0.11
47.3 ± 5.5
1.03 ± 0.22
55.3 ± 3.8
0.92
69
0.58
57
1.45
71
0.72 ± 0.09
52.6 ± 2.2
0.83 ± 0.12
46.1 ± 2.5
?
?
6
6. Гравитационное линзирование
Гравитационное линзирование. У этого метода крайне ограниченное применение, так как
между наблюдаемой звѐздной системой и Солнцем
должна быть другая звезда, фокусирующая своим
гравитационным полем свет наблюдаемой звѐздной
системы. Повторное наблюдение невозможно. Метод
чувствителен к планетам с малой массой, вплоть до
земной. На май 2007 года открыты 4 планеты.
Как правило, гравитационные линзы, способные
существенно исказить изображение фонового
объекта, представляют собой достаточно большие
сосредоточения массы: галактики и скопления
галактик. Более компактные объекты, например,
звѐзды, тоже отклоняют лучи света, однако на столь
малые углы, что зафиксировать такое отклонение не
представляется возможным. В этом случае можно лишь заметить кратковременное увеличение
яркости объекта-линзы в тот момент, когда линза пройдѐт между Землѐй и фоновым объектом.
Если объект-линза яркий, то заметить такое изменение нереально. Если же компактный
объект-линза излучает мало или же не виден совсем, то такая кратковременная вспышка
вполне может наблюдаться. События такого типа называются микролинзированием. Интерес
здесь связан не с самим процессом линзирования, а с тем, что он позволяет обнаружить
массивные и невидимые никаким иным способом компактные тела.
Ещѐ одним направлением исследований микролинзирования стала идея использования
каустик для получения информации, как о самом объекте-линзе, так и о том источнике, чей
свет она фокусирует. Подавляющее большинство
событий
микролинзирования
вполне
описывается предположением о примерной
сферической симметрии обоих объектов. Однако
в 2-3% всех случаев наблюдается сложная
кривая яркости, с дополнительными короткими
пиками,
которая
свидетельствует
о
формировании каустик в линзированных
изображениях. Такая ситуация может иметь
место, если линза имеет неправильную форму,
например, если линза состоит из двух или более
тѐмных массивных тел. Наблюдение таких
событий безусловно интересно для изучения
природы
тѐмных
компактных
объектов.
Примером успешного определения параметров двойной линзы с помощью изучения каустик
может служить недавний случай микролинзирования OGLE-2002-BLG-069. Кроме того,
имеются предложения по использованию каустического микролинзирования для выяснения
геометрической формы источника, либо для изучения профиля яркости протяжѐнного
фонового объекта, и в частности для изучения атмосфер звѐзд-гигантов.
7. Некоторые интересные планеты
А) 51 Пегаса — первая солнцеподобная звезда главной последовательности, у которой была
обнаружена экзопланета.
Жѐлтый карлик типа G2 IV, находится на расстоянии 50,1 светового года от Солнца. Возраст
оценивается приблизительно в 7,5 миллиардов лет. Светимость 1,30 солнечной. При хороших
условиях наблюдения видна невооружѐнным глазом (звѐздная величина 5,5).
7
Планета
Масса
(MJ)
b
0.472
Орбитальный период
(дней)
4.23
Большая полуось
Эксцентриситет
орбиты (а.е.)
орбиты
0.0527
0
Наблюдательные данные Эпоха J2000
Пегас
Созвездие
22h 57m 28,0s
Прямое восхождение
+20° 46′ 08″
Склонение
5,49
Видимый блеск (V)
Характеристики
G2,5IVa or G4-5Va
Спектральный класс
0,67
Показатель цвета (B-V)
0,22
Показатель цвета (U-B)
Ожидаема
Переменность
Астрометрия
-33,7 км/c
Лучевая скорость (Rv)
RA: 208,07 mas в год
Собственное движение (μ)
Dec.: 60,96 mas в год
65,10 ± 0,76 mas
Параллакс (π)
50,1 св. г. (15,4 пк)
Расстояние
4,51
Абсолютная звѐздная величина (MV)
Физические характеристики
1,06 MС
Масса
1,15–1,4 RС
Радиус
1,30 LС
Светимость
5665 K
Температура
160%
Металличность
37 дней
Вращение
7,5–8,5 × 109 лет
Возраст
Другие обозначения
51 Пегаса, 51 Peg, GJ 882, HR 8729, BD +19°5036, HD 217014, LTT 16750, GCTP 5568.00, SAO
90896, HIP 113357.
Б) Эпсилон Эридана (ε Eri / ε Eridani) — звезда главной последовательности спектрального
класса К2 в созвездии Эридана. Не считая Солнца, это третья из ближайших звѐзд, видимых
без телескопа. Она не имеет официального имени, иногда встречается имя Аль-Садира (AlSadirah), которым называли звезду арабы, жившие в Восточной Африке в XIV веке.
Ближайшие соседи Эпсилон Эридана, Luyten 726-8 (UV Ceti и BL Ceti), находятся на
расстоянии 5,22 светового года (1,60 парсека) от неѐ.
Звезда имеет массу и диаметр около 85 %, светимость — 28 % от солнечной, оптический
спектр черезвычайно переменчивый, со множеством эмиссионных линий. В сравнении с
Солнцем, у неѐ очень сильное магнитное поле, период вращения вокруг своей оси составляет
11 дней.
Причина таких характеристик — относительно малый возраст, всего около полумиллиарда
лет. Поэтому существование разумной жизни в планетной системе звезды считается
маловероятным. Тау Кита является намного лучшим кандидатом, хотя также бедна железом.
8
Поверхность планеты, вращающейся вокруг Эпсилон Эридана на расстоянии около 0,53
астрономических единиц, имела бы диапазон температур, подходящий для наличия жидкой
воды.
В 1988 вокруг звезды был обнаружен пылевой диск на расстоянии, близком к расстоянию
Пояса Койпера от нашего Солнца. Брюс Кэмпбелл и другие астрономы интерпретировали
допплеровские измерения как наличие сгустков пылевого кольца, которые могут быть вызваны
существованием планеты, вращающейся вокруг этой звезды. Диск содержит примерно в 1000
раз больше пыли, чем имеется в солнечной системе. Это может означать наличие в системе
Эпсилон Эридана пропорционально большего количества кометного материала.
Нет никаких свидетельств в пользу наличия пылевого кольца в пределах 35
астрономических единиц от звезды, что может объясняться тем, что в этой области
завершилось образование планет. Это согласуется с принятой в настоящее время моделью
формирования планетных систем и косвенно свидетельствует о наличии планет земной группы
в системе Эпсилон Эридана.
Эпсилон Эридана — одна из самых близких солнцеподобных звѐзд, поэтому было сделано
много попыток обнаружить планеты, вращающиеся вокруг неѐ. Но высокая активность и
переменчивость звезды затрудняет обнаружение планет методом радиальной скорости и
некоторыми другими методами, так как маскирует изменения, вызванные движением планеты.
Эпсилон Эридана b
В 2000 команда Арти Хатзеса заявила об обнаружении юпитероподобной планеты Эпсилон
Эридана b с массой 1,2 ± 0,33 массы Юпитера, вращающейся вокруг звезды на среднем
расстоянии 3,3 а.е. по сильно вытянутой орбите. Однако другие наблюдатели, включая
Джефри Мэрси считали, что для такого вывода требуется больше информации о поведении
допплеровского шума звезды, создаваемого еѐ сильным переменным магнитным полем, и
существование планеты долгое время оставалось лишь предположением. Впрочем, такое
предположение было сделано ещѐ в начале девяностых Брюсом Кэмпбелом и Гордоном
Уокером, но их наблюдения не позволяли сделать твѐрдых выводов об орбите и свойствах
планеты.
Наблюдения, сделанные с помощью космического телескопа Хаббл, подтвердили наличие
Эпсилон Эридана b. Еѐ предполагаемая масса 1,55 ± 0,24 массы Юпитера, наклонение орбиты
30,1 ± 3.8°, эксцентриситет 0,702 ± 0,039, большая полуось по уточненным данным 3,39 ± 0,36
а.е., период обращения около 2500 земных дней. Плоскость орбиты планеты параллельна
плоскости пылевого диска звезды. Ожидается, что она достигнет периастра в 2007 году, что
создаст наилучшие условия для наблюдения с помощью космического телескопа.
Эпсилон Эридана c
Предположение о наличии планеты Эпсилон Эридана c было высказано в 2002 году
астрономами Куилленом и Торндайком на основании анализа пылевого диска звезды. Наличие
неоднородностей в диске может быть объяснено эффектом резонанса, вызванным наличием
планеты массой около 0,1 массы Юпитера, вращающейся по орбите с большой полуосью
около 40 а.е. и эксцентриситетом около 0,3. Период обращения такой планеты должен
составлять около 280 лет. До настоящего времени существование этой планеты не
подтверждено.
9
Местоположение Эпсилон Эридана.
Наблюдательные данные
ЭпохаЭридан
J2000
Созвездие
03h 32m 55.8s
Прямое восхождение
-09° 27′ 29.7″
Склонение
3,73
Видимый блеск (V)
Характеристики
K2V
Спектральный класс
0,88
Показатель цвета (B-V)
0,59
Показатель цвета (U-B)
BY Draconis
Переменность
Астрометрия
15 км/c
Лучевая скорость (Rv)
RA: −976,44 mas в год
Собственное движение (μ)
Dec.: 17,97 mas в год
310,75 ± 0,85 mas
Параллакс (π)
10,5 св. г. (3,22 пк)
Расстояние
6,192
Абсолютная звѐздная величина (MV)
Физические характеристики
0,85 MС
Масса
0,84 RС
Радиус
0,28 LС
Светимость
5100 K
Температура
49—65% Солн.
Металличность
11,1 дня
Вращение
5×108 лет
Возраст
Другие обозначения
HD 22049, HR 1084, BD-09°697, GCTP 742.00, WDS 03330-0928, SAO 130564 и LHS 1557.
В) Глизе 581 c (Gliese 581 c) — вторая экзопланета в планетной системе звезды Глизе 581.
Из всех известных в настоящее время экзопланет Глизе 581 c очевидно наиболее похожа по
10
своим параметрам и вероятным условиям на Землю из-за чего еѐ неофициально прозвали
«Суперземлѐй».
Данные о существовании Глизе 581 c и о еѐ массе
были получены методом измерения радиальной
скорости звѐзд (метод Доплера). Масса планеты
вычислялась
по
небольшим
периодическим
перемещениям Глизе 581 вокруг общего центра масс
звезды и планет. Поскольку такое «шатание» Глизе 581
является общим результатом влияния всех планет в
системе, то вычисление массы Глизе 581 c зависело от
присутствия других планет. Используя известную
минимальную массу прежде обнаруженной Глизе 581 b
и принимая во внимание существование Глизе 581 d, было установлено, что Глизе 581 c
обладает массой приближенно в 5 масс Земли.
Метод, примененный при обнаружении планеты, не позволяет измерить еѐ радиус. Поэтому
оценки радиуса планеты пока основаны на предположениях. Если это скалистая планета с
большим металлическим ядром, то еѐ радиус приблизительно на 50 % больше чем радиус
Земли. Если же Глизе 581 c — ледяная или водянистая планета-океан, то ее размеры должны
составлять чуть менее 2 размеров Земли. Реальная величина может быть где-то между двумя
пределами вычисленными для моделей описанных выше. Исходя из этого сила тяжести на
поверхности экзопланеты составляет приблизительно 1,6 g.
Орбитальный период («год») Глизе 581 c составляет 13 земных дней. Планета удалена от
звезды на расстояние около 11 миллионов км. (тогда как Земля, для сравнения, на расстоянии
150 миллионов км. от Солнца). В результате, несмотря на то что звезда Глизе 581 почти в три
раза меньше нашего Солнца, на небе планеты еѐ родное солнце выглядит в 20 раз больше
нашего светила.
Из-за близости к звезде, Глизе 581 c испытывает воздействие приливных сил и может быть
всегда повернута к звезде одной стороной либо вращаться в резонансе (как например
Меркурий).
Зная светимость звезды Глизе 581 и учитывая расстояние от неѐ, можно вычислить
предположительную температуру поверхности Глизе 581 c. Так если альбедо (отражательная
способность поверхности) Глизе 581 c приблизительно как у Венеры (0,65), то температура на
ней должна составлять около 3-5° С. Для Земного альбедо (0,36) средняя температура
экзопланеты будет около 40° С. Фактическая температура на поверхности также зависит от
свойств планетарной атмосферы. Согласно моделям считается, что у Глизе 581 c есть
атмосфера, но из чего она состоит и каковы ее свойства — пока сказать нельзя. Ожидается, что
реальные средние температуры на планете достаточно высоки, например, соответствующее
вычисление для «земной» атмосферы дает среднюю температуру в 17° С. При этом,
существует возможность того, что планета при своей массе обладает мощной атмосферой с
высоким содержанием метана и углекислого газа и температура на поверхности намного выше
(до 100° С) вследствие парникового эффекта как на Венере.
Глизе 581 c находится в пределах так называемой «зоны жизни», то есть на ней вполне
могла бы существовать жидкая вода. Тем не менее на данный момент нет прямых
доказательств существования на ней воды. Метод спектрального анализа мог бы помочь (как в
случае с HD 209458 b) в поисках следов водного пара в планетарной атмосфере, но только в
том случае если Глизе 581 c проходит непосредственно по линии взгляда между своей звездой
и нашей планетой, что на данный момент не установлено.
Планета Глизе 581 c была обнаружена в апреле 2007 года учеными Европейской южной
обсерватории (ESO), работавшими в обсерватории Ла Силла (La Silla) в Чили. Группа
использовала один из инструментов Европейской южной обсерватории — 3,6 метровый
телескоп-спектрограф предназначенный специально для поиска планет по изменениям в
свечении звезд на различных длинах волн (доплеровское смещение).
11
По своим параметрам и условиям Глизе 581 c представляет большой интерес для
предстоящих исследований. Она является пока одной из наиболее «ценных» находок среди
экзопланет. Высказывались предположения, что эта планета в далѐкой перспективе, возможно,
могла бы быть важным объектом будущих космических межзвѐздных миссий.
Г) Гамма Цефея (γ Cep, γ Cephei, Альраи) — двойная звезда в созвездии Цефея.
Первая относительно тесная двойная звезда, у одной из компонентов которой (γ Цефея A)
была открыта планета.
Находится на расстоянии 45,0 светового года от Солнца. Видна невооружѐнным глазом
(звѐздная величина 3,225m). Спектроскопически двойная звезда.
Компонент A. Оранжевый субгигант типа K1IV, светимость 8,2 солнечной.
Компонент B. Красный карлик MV. Период обращения 74 года, большая полуось орбиты 22
а.е., эксцентриситет 0,44 (вытянутая орбита).
Планета b. Открыта в 2002 методом доплеровской спектроскопии. Период обращения 903
суток (2,5 года), большая полуось орбиты 2,03 а.е., орбита слегка вытянута (эксцентриситет
0,19). Минимальная масса 1,76 Юпитера.
Gamma Cephei A / B
Наблюдательные данные
Эпоха J2000.0
Cepheus
Созвездие
23ч 39м 20.8с
Прямое восхождение
+77° 37′ 56″
Склонение
3.22 / ?
Видимый блеск (V)
Характеристики
K1 IVe / M1V
Спектральный класс
1.03 / ?
Показатель цвета (B-V)
0.94 / ?
Показатель цвета (U-B)
Ожидаема
Переменность
Астрометрия
8.8 км/c
Лучевая скорость (Rv)
RA: -48.85 mas в год
Собственное движение (μ)
Dec.:
mas в год
72.42 127.18
± 0.52 mas
Параллакс (π)
2.51 / ?
Абсолютная звѐздная величина (MV)
Компоненты орбиты
Gamma Cephei B
Второй компонент
74 лет
Период (P)
18.5 AU, ?"
Большая полуось (a)
0.36
Эксцентриситет (e)
Физические характеристики
1.6 / 0.4 MС
Масса
4.7 / 0.5 RС
Радиус
10.6 / ? LС
Светимость
4,900 / 3,500 K
Температура
12
Металличность
Вращение
Возраст
89-186%
781 days /?
3 × 109 лет
Другие обозначения
35 Cep, Gl 903, HR 8974, BD +76°928, HD 222404, GCTP 5725.00, SAO 10818, FK5 893, HIP
116727.
Д) OGLE235/MOA53 — первая экзопланета, обнаруженная благодаря эффекту
гравитационного микролинзирования.
Находится на расстоянии ~5200 пк от Солнца. По различным моделям, масса планеты может
составлять 1,5—2,5 масс Юпитера, расстояние от звезды (в проекции на небесную сферу) 2,8—
3,0 а. е.
8. Таблица и графики
Далее приведена таблица ближайших звѐзд с экзопланетами и их некоторыми
характеристиками.
№
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
Планета
kappa CrB b
HD 167042 b
HD 142 b
HD 1237 b
HD 2039 b
HD 2638 b
HD 3651 b
HD 4113 b
HD 4208 b
HD 4308 b
HD 4203 b
HD 170469 b
HD 6434 b
HD 8574 b
upsilon And b
upsilon And c
upsilon And d
HD 10647 b
HD 10697 b
HD 5319 b
HD 11977 b
HD 11964 b
HD 11964 c
HD 12661 b
HD 12661 c
Период
(дн)
1208(30)
416.3(4.0)
349.3(3.6)
133.71(20)
1120(23)
3.44420(20)
62.241(26)
526.62(30)
828.0(8.1)
15.560(20)
431.88(85)
1145(18)
21.9980(90)
225.0(1.1)
1296(12)
241.31(24)
4.617123(69)
1003(56)
1076.4(2.4)
675(17)
711.0(8.0)
1913(42)
37.898(12)
262.29(11)
1713(16)
e
0.146(80)
0.027(40)
0.23(18)
0.511(17)
0.715(46)
0c
0.590(51)
0.9030(50)
0.052(40)
0c
0.519(27)
0.110(80)
0.170(30)
0.370(82)
0.267(41)
0.258(22)
0.022(16)
0.16(22)
0.1023(96)
0.120(80)
0.400(70)
0.048(45)
0.31(11)
0.3665(92)
0.014(20)
omega
M·sin(i)
(град)
Mjup
204(30)
1.84
29(50)
1.67
308
1.28
290.7(3.0)
3.37
344.1(3.6)
6.11
c
0
0.477
238.2(7.4)
0.235
238.2(1.9)
1.65
345
0.804
359(47)
0.0467
329.1(3.1)
2.07
34(19)
0.670
156(11)
0.397
2(16)
1.96
280(170)
3.97
250(180)
1.98
57.6
0.686
336
0.929
108.9(8.2)
6.38
76(35)
1.94
351.5(9.5)
6.52
211
0.569
130(160)
0.0793
300(180)
2.30
135
1.88
a
(а.е.)
2.70
1.29
1.04
0.495
2.23
0.0436
0.296
1.27
1.65
0.118
1.16
2.24
0.142
0.759
2.55
0.832
0.0595
2.03
2.16
1.75
1.94
3.13
0.229
0.830
2.90
13
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
HD 13445 b
HD 16141 b
iota Hor b
HD 17156 b
HIP 14810 b
HIP 14810 c
HD 19994 b
HD 20367 b
HD 20782 b
epsilon Eri b
HD 23127 b
HD 23079 b
HD 23596 b
HD 24040 b
epsilon Ret b
HD 27894 b
HD 28185 b
epsilon Tau b
HD 30177 b
HD 33283 b
HD 33636 b
HD 33564 b
HD 37124 b
HD 37124 c
HD 37124 d
HD 39091 b
HD 37605 b
HD 38529 b
HD 38529 c
HD 41004 A b
HD 41004 B b
HD 40979 b
HD 132406 b
HD 45350 b
HD 46375 b
HD 47536 b
HD 49674 b
HD 50499 b
HD 50554 b
HD 52265 b
HD 63454 b
HD 62509 b
XO-2 b
HD 65216 b
15.76491(39)
75.523(55)
302.8(2.3)
21.20(30)
6.67384(12)
147.40(49)
535.7(3.1)
469.5(9.3)
585.860(30)
2630(260)
1214.0(9.0)
730.6(5.7)
1565(21)
3400(160)
428.1(1.1)
17.9910(70)
383.0(2.0)
594.9(5.3)
2770(100)
18.1790(70)
2127.7(8.2)
388.0(3.0)
154.77(24)
1960(170)
864(68)
2151(85)
54.23(23)
14.3089(10)
2163(10)
963(38)
1.328300(12)
263.84(71)
974(39)
967.0(6.2)
3.023573(65)
712.13(31)
4.9437(23)
2458(38)
1223(12)
119.290(86)
2.817822(95)
589.64(81)
2.6158381(80)
613(11)
0.0416(72)
0.252(52)
0.14(13)
0.670(80)
0.1501(36)
0.347(66)
0.300(40)
0.320(90)
0.925(30)
0.35(20)
0.440(70)
0.102(31)
0.292(23)
0.068(39)
0.060(43)
0.0490(80)
0.070(40)
0.151(23)
0.193(25)
0.480(50)
0.4805(60)
0.340(20)
0.059(41)
0.41(27)
0.14(15)
0.6405(72)
0.7370(100)
0.247(20)
0.3560(66)
0.74(20)
0.081(12)
0.269(34)
0.340(90)
0.798(53)
0.063(26)
0.200(80)
0.29(15)
0.25(20)
0.437(38)
0.325(65)
0c
0.020(30)
0c
0.410(60)
269(16)
42(14)
346
121(11)
160(180)
360(180)
41.0(8.0)
135(16)
147.0(3.0)
148
6.00
55(17)
274.1(3.9)
171
216
132.9(9.7)
351(25)
94.4(7.4)
34(15)
155.8(8.0)
339.5(1.4)
205.0(4.0)
174
4.04
58.4
330.24(67)
211.6(1.7)
100(180)
20(180)
97(31)
178.5(7.8)
318(10)
214(19)
342.4(8.6)
114(24)
261(24)
283
259(36)
7.9(4.3)
243(15)
0c
355(96)
198.0(6.0)
3.91
0.260
2.08
3.14
3.90
1.57
1.69
1.17
1.78
0.603
1.37
2.45
7.80
4.04
1.56
0.618
5.72
7.62
10.5
0.330
9.28
9.13
0.675
0.717
0.640
10.3
2.86
0.856
13.1
2.56
18.4
3.83
5.61
1.96
0.226
5.20
0.115
1.72
4.38
1.09
0.385
2.69
0.566
1.22
0.113
0.363
0.930
0.159
0.0692
0.545
1.43
1.25
1.36
3.50
2.29
1.60
2.83
4.68
1.27
0.122
1.03
1.93
3.95
0.145
3.27
1.12
0.529
2.88
1.67
3.38
0.261
0.131
3.74
1.70
0.0177
0.855
1.98
1.96
0.0398
1.61
0.0580
3.84
2.28
0.504
0.0363
1.73
0.0368
1.37
14
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
HD 66428 b
HD 68988 b
HD 68988 c
HD 69830 b
HD 69830 c
HD 69830 d
HD 70642 b
HD 72659 b
HD 73256 b
HD 73526 b
HD 73526 c
4 UMa b
GJ 317 b
HD 74156 b
HD 74156 c
HD 74156 d
HD 75289 b
55 Cnc b
55 Cnc c
55 Cnc d
55 Cnc e
55 Cnc f
HD 231701 b
HD 76700 b
HD 80606 b
HD 81040 b
HD 82943 b
HD 82943 c
HD 83443 b
HD 86081 b
HD 88133 b
HD 89307 b
HD 89744 b
HD 92788 b
HD 93083 b
BD -10 3166 b
47 UMa b
47 UMa c
HD 99109 b
HD 99492 b
HD 100777 b
GJ 436 b
HD 101930 b
HD 102117 b
1973(31)
6.276370(53)
4100(7300)
8.6670(30)
31.560(40)
197.0(3.0)
2068(39)
3630(230)
2.54858(16)
187.38(47)
376.9(1.7)
269.3(2.0)
692.90(40)
51.643(11)
2025(11)
336.6(3.6)
3.509267(64)
14.65126(70)
44.3787(70)
5370(230)
2.796744(100)
260.7(1.1)
141.6(2.8)
3.97097(23)
111.4487(32)
1001.7(7.0)
221.09(32)
442.5(2.7)
2.985618(60)
2.13750(20)
3.41587(59)
2159(70)
256.80(13)
325.94(22)
143.58(60)
3.48777(11)
1095.0(2.9)
2190(460)
439.3(5.6)
17.0431(47)
383.7(1.2)
2.643892(74)
70.46(18)
20.8079(55)
0.465(30)
0.1497(79)
0.01(27)
0.100(40)
0.130(60)
0.070(70)
0.034(43)
0.269(38)
0.029(20)
0.419(75)
0.352(73)
0.432(24)
0.193(60)
0.6360(91)
0.583(39)
0.25(11)
0.034(29)
0.0159(80)
0.053(52)
0.063(30)
0.264(60)
0.00(20)
0.100(80)
0.095(75)
0.9349(23)
0.526(42)
0.328(30)
0.22(11)
0.007(25)
0.0080(40)
0.133(72)
0.23(18)
0.6770(72)
0.332(11)
0.140(30)
0.019(23)
0c
0.220(68)
0.09(16)
0.254(92)
0.360(20)
0.159(52)
0.110(20)
0.090(70)
152.9(3.9)
40(170)
129
340(26)
221(35)
224(61)
205
258(13)
337(46)
170(170)
160(170)
23.8(4.4)
344.0(10)
181.5(1.4)
242.4(4.0)
167(27)
141
164(30)
57(29)
163(32)
157(38)
206(60)
46(24)
29.9
300.89(35)
81.3(7.2)
130(180)
296
345
251(40)
349
10.5
194.4(1.2)
275.7(2.8)
333.5(7.9)
334
68.9
180(170)
256
219(22)
202.7(3.0)
339(24)
251(11)
283
2.82
1.92
5.29
0.0322
0.0374
0.0573
1.97
3.30
1.87
1.96
2.36
7.13
1.18
1.80
6.00
0.396
0.467
0.816
0.165
3.84
0.0235
0.141
1.78
0.233
4.31
6.88
2.13
1.53
0.398
1.50
0.299
1.92
8.58
3.68
0.368
0.458
2.62
0.460
0.502
0.109
1.17
0.0692
0.299
0.170
3.18
0.0704
5.32
0.0789
0.187
0.633
3.23
4.77
0.0371
0.651
1.04
0.877
0.954
0.290
3.35
1.01
0.0482
0.114
0.238
5.84
0.0377
0.775
0.556
0.0511
0.468
1.94
0.756
1.20
0.0406
0.0346
0.0472
3.28
0.934
0.965
0.477
0.0452
2.14
3.39
1.10
0.123
1.03
0.0278
0.302
0.153
15
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
146
147
148
149
150
151
152
153
154
155
156
157
HD 102195 b
HD 104985 b
HD 106252 b
HD 107148 b
HD 108147 b
HD 108874 b
HD 108874 c
HD 109749 b
HD 111232 b
HD 114386 b
HD 114762 b
HD 114783 b
HD 114729 b
70 Vir b
HD 117207 b
HD 117618 b
HD 118203 b
HAT-P-3 b
tau Boo b
HD 121504 b
HD 75898 b
HD 128311 b
HD 128311 c
HD 130322 b
HD 43691 b
HD 134987 b
HD 136118 b
GJ 581 b
GJ 581 c
GJ 581 d
iota Dra b
HD 137510 b
HD 330075 b
HD 141937 b
HD 142415 b
rho CrB b
XO-1 b
HD 142022 b
14 Her b
HAT-P-2 b
HD 147513 b
HD 149026 b
HD 149143 b
HD 154345 b
4.1210(10)
198.20(30)
1516(26)
48.052(56)
10.8985(45)
394.65(69)
1662(43)
5.23947(56)
1143(14)
938(16)
83.8881(86)
494.3(1.7)
1114(15)
116.6884(44)
2597(41)
25.827(19)
6.13350(60)
2.899703(54)
3.312463(14)
63.330(30)
418.2(5.7)
456.7(1.5)
912.9(6.8)
10.70875(94)
36.960(20)
258.32(21)
1193.1(9.7)
5.36870(30)
12.9310(70)
83.40(40)
511.098(89)
804.9(5.0)
3.387730(80)
653.2(1.2)
386.3(1.6)
39.8449(63)
3.941534(27)
1928(46)
1755.3(3.2)
5.63341(13)
528.4(6.3)
2.87598(14)
4.07(70)
3322(93)
0.060(30)
0.030(20)
0.586(65)
0.04(15)
0.53(12)
0.114(36)
0.235(45)
0c
0.2000(100)
0.230(30)
0.3359(91)
0.122(33)
0.167(55)
0.4007(35)
0.144(35)
0.42(17)
0.309(14)
0c
0.023(15)
0.0300(100)
0.100(50)
0.217(81)
0.24(13)
0.025(32)
0.140(20)
0.224(11)
0.351(25)
0c
0c
0c
0.7124(39)
0.359(28)
0c
0.4100(100)
0.500000
0.057(28)
0c
0.53(20)
0.3734(94)
0.507(12)
0.260(50)
0c
0c
0.036(46)
109.9(10)
310(30)
294.9(6.2)
76.7
308(24)
220(160)
20(170)
0c
98.0(6.0)
273(14)
201.7(1.4)
95(25)
93(30)
358.71(54)
73(16)
254(19)
155.7(2.4)
0c
188
265(12)
264(30)
110(160)
198
149
290.0(5.0)
358.5(3.7)
311.4(3.1)
0c
0c
0c
91.58(81)
31.0(3.8)
0c
187.72(80)
255.0(4.0)
303
170.0(9.0)
19.4(1.7)
184.6(3.1)
282.0(9.0)
0c
0c
113
0.492
6.33
7.10
0.212
0.261
1.30
1.07
0.277
6.84
1.34
11.7
1.06
0.948
7.49
1.88
0.178
2.14
0.595
4.13
1.22
2.52
2.37
3.23
1.09
2.50
1.61
12.0
0.0490
0.0159
0.0263
8.82
22.7
0.624
9.68
1.69
1.09
0.918
4.47
5.07
8.78
1.18
0.359
1.33
0.963
0.0491
0.779
2.60
0.269
0.102
1.05
2.75
0.0629
1.97
1.71
0.363
1.17
2.11
0.484
3.79
0.176
0.0703
0.0388
0.0481
0.329
1.19
1.10
1.74
0.0910
0.242
0.820
2.37
0.0406
0.0730
0.253
1.27
1.91
0.0392
1.52
1.07
0.229
0.0493
2.93
2.85
0.0679
1.31
0.0431
0.0531
4.18
16
158
159
160
161
162
163
164
165
166
167
168
169
170
171
172
173
174
175
176
177
178
179
180
181
182
183
184
185
186
187
188
189
190
191
192
193
194
195
196
197
198
199
200
201
HD 155358 b
HD 155358 c
HD 154857 b
HD 156846 b
GJ 674 b
HD 159868 b
mu Ara b
mu Ara c
mu Ara d
mu Ara e
HD 162020 b
HD 164922 b
HD 168443 b
HD 168443 c
HD 168746 b
HD 169830 b
HD 169830 c
HD 11506 b
HD 171028 b
WASP-3 b
HD 175541 b
TrES-1 b
HD 177830 b
HD 177830 c
HD 178911 B b
HD 179949 b
HD 183263 b
HD 125612 b
HD 185269 b
16 Cyg B b
HD 187123 b
HD 187123 c
HD 187085 b
HD 188015 b
HD 189733 b
HD 190228 b
HD 190360 b
HD 190360 c
HD 190647 b
HD 192263 b
HD 192699 b
HD 195019 b
WASP-2 b
HD 196050 b
195.0(1.1)
530(27)
409.00(100)
359.510(90)
4.6938(70)
986.0(9.0)
630.0(6.2)
2490(100)
9.550(30)
310.55(83)
8.428198(56)
1155(23)
58.10960(86)
1753.0(1.9)
6.4040(14)
226.01(23)
1830(28)
1405(45)
538.0(2.0)
1.8683400(20)
298.20(60)
3.0300650(80)
407.88(78)
111.19(19)
71.511(11)
3.092514(32)
635.4(3.9)
510(14)
6.8379(10)
798.5(1.0)
3.0965825(83)
3700(530)
1147.0(4.0)
461.2(1.7)
2.21900(50)
1146(16)
2925(28)
17.1119(75)
1038.1(5.1)
24.3556(46)
350.43(60)
18.20163(40)
2.1522260(40)
1378(21)
0.112(37)
0.18(17)
0.470(20)
0.8472(16)
0.200(20)
0.690(20)
0.271(40)
0.463(53)
0c
0.067(12)
0.2770(20)
0.05(14)
0.5280(23)
0.2175(42)
0.107(80)
0.322(30)
0.264(40)
0.30(10)
0.6100(100)
0c
0.45(20)
0c
0.041(27)
0.40(14)
0.139(14)
0.022(15)
0.363(21)
0.380(50)
0.296(40)
0.681(17)
0.0099(52)
0.249(30)
0.75(10)
0.137(26)
0.00100(20)
0.499(30)
0.307(21)
0.0042(35)
0.180(20)
0.055(39)
0.164(70)
0.0140(44)
0c
0.228(38)
162(20)
279(38)
4.00
52.23(41)
143.0(6.0)
3.00
259.8(7.4)
183.8(7.9)
4.0(2.0)
9.4(2.0)
28.40(23)
195
170(180)
70(180)
17.4
150(180)
320(170)
262(19)
305.00(100)
204(30)
0c
166
100(160)
172.3(5.0)
192
231.5(5.7)
21.0(9.0)
172(11)
85.8(2.4)
5.03
250(170)
93(20)
222(10)
0c
100.7(3.0)
10(180)
168
232.5(9.6)
200
40(30)
222(20)
187(12)
0.895
0.504
1.81
11.0
0.0349
1.67
1.67
1.18
0.0471
0.546
15.0
0.360
8.02
18.1
0.248
2.98
3.48
4.73
1.83
1.76
0.588
0.752
1.43
0.186
7.35
0.916
3.82
3.52
0.954
1.68
0.522
1.95
0.980
1.50
1.14
4.49
1.56
0.0584
1.90
0.641
2.36
3.70
0.912
2.90
0.628
1.22
1.14
1.12
0.0387
2.02
1.51
3.78
0.0924
0.942
0.0751
2.11
0.300
2.91
0.0659
0.818
3.30
2.60
1.29
0.0319
1.03
0.0393
1.22
0.514
0.345
0.0443
1.52
1.29
0.0766
1.68
0.0426
4.80
2.26
1.20
0.0310
2.25
4.02
0.130
2.07
0.153
1.16
0.139
0.0314
2.54
17
202
203
204
205
206
207
208
209
210
211
212
213
214
215
216
217
218
219
220
221
222
223
224
225
226
227
228
HD 17092 b
HD 196885 b
HD 202206 b
HD 202206 c
HD 208487 b
HD 209458 b
HD 210277 b
GJ 849 b
HD 210702 b
HD 212301 b
HD 213240 b
GJ 876 b
GJ 876 c
GJ 876 d
HD 216435 b
HD 216437 b
HD 216770 b
51 Peg b
HAT-P-1 b
HD 217107 b
HD 217107 c
HD 219828 b
HD 221287 b
HAT-P-6 b
gamma Cep b
HD 222582 b
HD 224693 b
359.9(2.4)
1346.850(30)
255.870(60)
1383(18)
130.08(51)
3.52474554(18)
442.19(50)
1880(250)
345.50(80)
2.24572(28)
882.7(7.6)
60.940(13)
30.340(13)
1.937760(70)
1311(49)
1353(25)
118.45(55)
4.230785(36)
4.465290(90)
7.127074(20)
4070(140)
3.8335(13)
456.1(6.5)
3.8529849(50)
905.0(3.1)
572.42(61)
26.730(20)
0.166(52)
0.462(26)
0.4350(10)
0.267(21)
0.24(16)
0c
0.476(17)
0.07(10)
0.27(13)
0c
0.421(15)
0.0249(26)
0.2243(13)
0c
0.070(78)
0.319(25)
0.370(60)
0.013(12)
0c
0.1290(57)
0.529(24)
0c
0.08(11)
0c
0.120(50)
0.725(12)
0.050(30)
347(13)
91.4(4.1)
161.18(30)
79.0(6.7)
113
0c
119.1(2.8)
355(70)
344(50)
0c
201.0(3.2)
175.7(6.0)
198.30(90)
0c
99.8
67.7(8.4)
281.0(10)
58.0
4.96
2.36
17.3
2.40
0.520
0.684
1.29
0.830
2.96
0.396
4.72
1.93
0.619
0.0185
1.26
2.26
0.647
0.472
0.531
1.40
2.46
0.0622
3.12
1.06
1.77
7.76
0.715
20(160)
200(180)
0c
98(72)
50(26)
319.03(87)
10(200)
1.31
2.63
0.823
2.52
0.524
0.0471
1.14
2.35
1.18
0.0341
1.92
0.208
0.130
0.0208
2.56
2.54
0.456
0.0527
0.0553
0.0748
5.15
0.0515
1.25
0.0524
2.14
1.35
0.192
M*sin(i)
70
60
60
50
50
47
40
30
20
16
15
10
6
6
7
4
5
8
9
2
2
2
1
1
1
2
1
10
11
12
13
15
17
18
23
0
0
1
2
3
4
5
6
7
По оси ординат отложено количество планет, а по оси абсцисс их массы в массах Юпитера
18
e
60
54
50
47
40
33
30
30
25
20
17
10
9
6
3
3
0,8
0,9
0
0
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
0,6
0,7
По оси ординат отложено количество планет, а по оси абсцисс эксцентриситет
a (а.е.)
35
30
25
20
15
10
5
5,3
4,8
4,2
3,8
3,5
3,3
3,1
2,8
2,6
2,4
2,2
2
1,8
1,6
1,4
1,2
1
0,8
0,6
0,4
0,2
0
0
По оси ординат отложено количество планет, а по оси абсцисс большая полуось орбиты в а.е.
Как видно из гистограмм большинство обнаруженных планет имеют массы примерно
равные половине, двум и одной массе Юпитера, наименьшая из них имеет массу в 5 раз
больше массы Земли. Из чего следует, что большинство планет это газовые гиганты и лишь
некоторые пока найденные могут быть твѐрдыми и ещѐ меньшее количество может обладать
подходящими условиями для развития жизни.
Наибольшее количество планет имеют круговую или близкую к круговой орбиту, однако,
есть планеты, имеющие достаточно вытянутую орбиту, что скорей всего вызывает колебания
температур неприемлемые для земного типа жизни.
Также видно, что большинство планет находится близко к звезде, вследствие чего они
разогреваются до высоких температур, при которых существование типа жизни похожего на
земной мало вероятно.
19
9. Миссии
Корот (COROT) (ЕКА) — специализированный 30-сантиметровый орбитальный
космический телескоп, снимающий кривые блеска многих звѐзд в момент прохождения перед
ними планет. Запущен 27 декабря 2006 г. Предполагается с его помощью обнаружить десятки
планет земного типа. В мае 2007 г. уже открыл
свою первую экзопланету Corot-exo-1b. COROT
создан
под
руководством
французского
космического агентства в сотрудничестве с
Австрией, Испанией, Германией, Бельгией и
Бразилией.
В течение своей 2,5 годовой миссии телескоп
собирает данные, которые позволят обнаружить
планеты, расположенные на орбите приближѐнной
к своей звезде настолько, что проходит вокруг неѐ
за 50 земных суток или меньше. Это расстояние
меньше, чем от Солнца до Меркурия, поэтому
жизнь на таких планетах может существовать
только около красных карликов.
COROT оснащѐн зеркалом диаметром 30 см и
камерой, одна половина которой спроектирована
COROT, художественное представление
для наблюдений за планетами, а вторая - для
обнаружения изменения светимости звезды,
вызываемого прохождением звуковых волн. Такой метод был впервые опробован на аппарате
SOHO для изучения условий внутри Солнца.
Следующим шагом ЕКА станет запуск
телескопа Darwin, который сможет напрямую
обнаруживать планеты подобные Земле, сообщает
официальный сайт ЕКА. Свою программу по
обнаружению планет земного типа имеет также
NASA, планирующее запуск в следующем
десятилетии космического аппарата в рамках
миссии SIM PlanetQuest.
Кеплер (НАСА) — запуск в 2009 году
космического телескопа Шмидта 0,95 м,
способного одновременно отслеживать 100 000
звѐзд. Планируется обнаружить порядка 50
Зеркало телескопа COROT
планет, подобных Земле, или же порядка 600
планет, в 2,2 раза превосходящих Землю по
размеру.
Также в более далѐком будущем планируется запуск:
SIM (NASA) - оптический интерферометр. По прецизионному измерению положения звезд
он будет способен находить планеты земного типа у ближайших звезд. Запуск намечен на 2009
год.
PEGASE — запуск ориентировочно 2010-2012
New Worlds Mission — запуск в 2013
систем инфракрасных телескопов IRSI/DARWIN (ЕКА) - 2015
оптического интерферометра Space Interferometry Mission SIM (НАСА) 2015-2016
Terrestrial Planet Finder TPF (НАСА) - запуск после 2020
20
10. Заключение
В ходе работы было проанализировано множество планет, построены графики, что привело
к следующим выводам:
1. Самым часто используемым методом по поиску планет является спектрометрический,
однако сейчас любой метод используется совместно с другим, что позволяет определить
множество дополнительных параметров планет.
2. Большинство планет являются газовыми гигантами по массе сравнимых с Юпитером.
3. Многие планеты вращаются на очень близком расстоянии от звезды, что делает их
чрезмерно горячими для жизни.
4. Орбиты примерно трети планет можно считать круговыми, что делает системы более
стабильными, то есть меньше вероятность столкновения крупных планет с менее
крупными, орбиты которых находятся внутри орбит первых.
5. Большинство звѐзд вокруг, которых вращаются планеты, являются звѐздами типов F5-M3.
Горячие и холодные (высокоорбитальные) планеты-гиганты, несомненно, интересны, но что
можно сказать о поисках планет типа Земли? К сожалению, почти ничего. Пока что планеты,
напоминающие Землю, больше еѐ по массе в 5 раз, по радиусу примерно в двое и никто не
может точно определить тип еѐ поверхности. Однако целью многих миссий космических
аппаратов является нахождение планет подобных Земле, нахождение вероятной жизни на
других планетах, поэтому данная тема так актуальна.
11. Использованные ресурсы
А.М.Черепащук "Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы"
Журнал "Земля и Вселенная"
http://www.krugosvet.ru
http://www.allplanets.ru
http://astroproject.info
http://www.goodweek.ru
http://ru.wikipedia.org
http://exoplanets.org
21