astro-ph/0602008 От протопланет к протожизни: возникновение и сохранение жизни

[polar]

http://xray.sai.msu.ru/~polar/sci_rev/127.html#astro-ph/0602008

astro-ph/0602008 От протопланет к протожизни: возникновение и сохранение жизни (From Protoplanets to Protolife: The Emergence and Maintenance of Life)
Authors: Eric Gaidos, Franck Selsis
Comments: Protostars and Planets V Conference, Hawaii

Авторы рассматривают процессы возникновения и поддержания жизни на планетах. Статья будет интересна всем! Дело в том, что, по всей видимости, обывательский взгляд на происхождение жизни на Земле несколько отстал от последних веяний в этой области. Читайте!

[polar]

Очень стоящий обзор!

Надеюсь, что сегодня буду выступать на "Научном кафе" по повод утого, чем нужно и чем не нужно заниматься в связи с проблематикой SETI, в частности, активно буду именно этот материал использовать.

[Emil]

Читал, очень интересно, однако автор призывает to keep an open mind... Всё, в общем-то, одни только предположения. Но интересные. Про астероиды понравилось.

[vika vorobyeva]

Интересная статья! Собираюсь ее перевести. Сюда выкладывать, или не стоит?

[polar]

Интересная статья! Собираюсь ее перевести. Сюда выкладывать, или не стоит?

Выкладывайте у себя, а тут - ссылку!

[Дмитрий Вибе]

Чтобы новую тему не заводить, выложу ссылку здесь:

Труды конференции Protostars & Planets V

http://www.ifa.hawaii.edu/UHNAI/ppv.htm

[polar]

Чтобы новую тему не заводить, выложу ссылку здесь:

Труды конференции Protostars & Planets V

http://www.ifa.hawaii.edu/UHNAI/ppv.htm

Спасибо.

[Olweg]

Труды конференции Protostars & Planets V

http://www.ifa.hawaii.edu/UHNAI/ppv.htm

Спасибо за ссылку - масса интересных материалов. В том чиле совсем новый обзор, посвященный десятелетию открытия первой экзопланеты:
A Decade of Radial-Velocity Discoveries in the Exoplanet Domain
Stephane Udry, Debra Fischer, Didier Queloz

Это второй подобный обзор, первый уже обсуждался в Новостях. За 10 лет накопилось уже достаточное количество информации, так что можно сделать некоторые выводы.

Планеты обнаружены у ~6% наблюдаемых звезд. Горячие юпитеры (m sin i < 0,5 m_Юп, P < 10 сут) встречаются у ~1% звезд выборки. Авторы также отмечают относительную редкость короткопериодических планет-гигантов (с периодами от 10 до 100 дней). Это не может быть результатом наблюдательных ограничений, поскольку такие планеты как раз легче всего обнаружить. Количество планет растет с увеличением периода.

Очень показательная диаграмма - распределение масс спутников звезд солнечного типа (см. внизу). Очевидно сущестование двух популяций (со звездными и планетными массами) с почти пустым провалом между ними, по крайней мере для периодов меньше 10 лет (brown dwarf desert). Все же, распределение звезд доходит и до планетных масс. Пик в районе 2-3 масс Юпитера вызван несовершенством наблюдательной техники. От себя замечу,  что горячие нептуны явно выделяются в отдельную популяцию с ярко выраженным провалом между массами Нептуна и Сатурна (реально провала может и не сущестовать - происходит просто резкий скачок количества планет). Теория аккреции как раз предсказывает подобное распределение.

Среди короткопериодичных планет (d < 100 сут) тяжелые планеты (m sin i > 2 m_Юп) практически отсутствуют за исключением нескольких, входящих в двойные звездные системы. Это согласуется с теорией, по которой миграция легких планет-гигантов должна протекать более эффективно. Также отмечается, что у массивных планет в среднем более высокие эксцентриситеты, хотя должно бы быть наоборот (см. также). Долгопериодичные планеты на круговых орбитах встречаются довольно редко.

На текущий момент обнаружено 7 горячих нептунов, из них три у красных карликов (и это единственные красные карлики, у которых вообще обнаружены планеты). Несмотря на небольшое количество, можно провести предварительную статистику. У многих горячих юпитеров период в районе 3 дней, в то время как периоды горячих нептунов распределены достаточно равномерно. В отличие от планет-гигантов, предпочитающих звезды с высокой металличностью, маломасссивные планеты встречаются с равной вероятностью как у бедных, так и у богатых тяжелыми элементами звезд.

Из 142 планетных систем у 17 обнаружено более 1 планеты. В половине из этих систем планеты находятся в резонансах, в четырех случаях в резонансе 1:2.

Шесть планет было обнаружено транзитным методом, из них 2 - "очень" горячие юпитеры (d < 2 сут). Поскольку обнаружить последние намного легче, чем обычные, они должны встречаться в десять раз реже (т.е. у одной звезды из 1000). Транзиты обнаружены также у трех "доплеровских" планет. Очень странно распределение масс транзитных планет - из четырех планет с периодами меньше 2.5 суток нет ни одной с массой меньшей Юпитера, а из всех пяти с периодами больше 2.5 суток, наоборот, ни одной с массой больше Юпитера!

Теоретически точность доплеровских замеров сейчас достигла нескольких десятков см/с, однако получить такие значения можно только для спокойных, старых звезд класса G и K, да и то далеко не для всех. В течении недели астросейсмологических наблюдений Мю Жертвенника среднеквадратичная погрешность составляла всего 0,43 м/с. Однако хромосферный шум у многих звезд достигает нескольких м/с и более, что, конечно, сильно затрудняет поиски маломассивных планет.

Несмотря на теоретические ограничения, доплеровские наблюдения позволят подтвердить многие из кандидатов, выявленных COROT и Kepler'ом, вплоть до планет земной массы с периодом в несколько суток.

[polar]

Спасибо за краткое изложение.
Это полезно!

[hoarfrost]

Скажите пожалуйста, а можно ли несмотря на большой шум создаваяемый движением поверхности самой звезды, выявить колебания, связанные непосредственно с само планетой? Если я понял правильно, то в Einstein-е например, это делается при помощи преобразований Фурье, позволяющих "вытащить" сигнал даже из шума, превышающего сам сигнал. А можно ли также сделать и в этом случае? Или же есть какие-то другие методы?

Примечание: отклонения от темы про Einstein@Home перенёс в тему Мнение астрономов об Einstein@Home.

[Борислав]

Решил перевести этот десятилетний обзор, английский знаю достаточно плохо, поэтому за достоверность не ручаюсь
Обзор гораздо интересней чем был у Марси в прошлом году, потому что он результат сотрудничества и американских и европейских астрономов - основных участников поисковых программ

Десятилетие открытий через лучевые скорости в области экзопланет.
Стефан Удри, Университет Женевы, Швейцария
Дебра Фишер, Университет Сан-Франциско, США
Дидье Келас, Университет Женевы, Швейцария

С тех пор как одно десятилетие назад произошло обнаружение планетного компаньона вокруг 51 Пегаса, более чем 165 внесолнечных планет открыты путем измерения лучевых скоростей. Они показывают широкое разнообразие характеристик, включая большие массы с небольшим радиусом орбиты, мульти-планетную архитектуру и орбитальные резонансы периодов. Здесь мы обсуждаем статистическое распределение орбитальных параметров и свойств хозяйствующих звезд, в контексте они предусматривают
ограничения для моделей формирования планет. Мы ожидаем, что исследование лучевых скоростей продолжат обеспечивать важными открытиями. Благодаря, проводимым совершенствованием инструментов и улучшением наблюдательных стратегий, планеты с массой Нептуна на короткопериодических орбитах были недавно обнаружены. Мы предвидим непрерывное улучшение в точности измерения лучевых скоростей, которая покажет планеты с массой Нептуна на орбитах с более длинным периодом  и планеты вплоть до нескольких масс Земли на короткопериодических орбитах. Следующее десятилетие доплеровских наблюдений должно расширить функцию распределения масс, в сторону их уменьшения. В заключение, подчеркнута роль доплеровских измерений лучевых скоростей в подтверждение транзитных кандидатов.

1 Введение.
Перед 1995 годом, Солнечная система была единственным известным примером планетной системы на орбите вокруг солнцеподобной звезды, и вопрос ее исключительности был более философских, чем научным. Открытие внесолнечной планеты на орбите вокруг солнцеподобной звезды, 51 Пегаса (Mayor and Queloz, 1995), изменило этот факт и положило начало непрерывного увеличения числа обнаруженных экзопланет. В течение последующих лет, мы сначала узнали о планетах газовых гигантах и что процесс образования планет может произвести ряд удивительных сочетаний: массы значительно больше чем у Юпитера, планеты, перемещающие на очень эксцентричных орбитах, планеты на орбитах ближе чем 10 радиусов звезды, планеты в резонансных мульти-планетных системах, и планеты обращающие вокруг компаньона двойных звезд. Понимание физических причин таких широких изменений дает в результате главный ключ к пониманию моделей образования планет. Вклад наблюдений должен обеспечить ограничения, которые помогут теоретическому моделированию большого диапазона свойств наблюдаемых у внесолнечных планет.
Из около 7-8 экзопланет открытых на момент конференции PPIV (и 17 кандидатов опубликованных в протоколах; Marcy и другие, 2000), число известных экзопланет теперь превзошло 170. С этой значительной выборкой статистически значимые тенденции появляются в распределении орбитальных элементов и свойств хозяйствующих звезд. Характеристики этих распределений – ископаемые следы процессов образования или эволюции внесолнечных систем и поможет ограничить модели образования планет. Здесь мы представляем выводы из основных статистических результатов, полученных из спектроскопических наблюдений в прошлом десятилетие. В дополнение к описанным орбитальным свойствам в секциях 2 и 4, и характеристикам звезд-хозяинов обсуждаемым в секции 5, мы обсудим эволюцию точности измерения лучевых скоростей в последние 2 года, а именно а) роль играющую в измерение лучевых скоростей для подтверждения и  детализации планетообразные объекты среди множества кандидатов обнаруженных фотометрическими, транзитными программами (секция 6) и б) разработка специализированных усовершенствованных спектрографов с высоких разрешением достаточной точности для измерения лучевых скоростей ниже предела в 1 м\c. Эта крайняя точность открывающая возможность для обнаружения землеподобных планет через измерение лучевых скоростей. (секция 7).

2 Орбитальные свойства экзопланет.
В результате увеличения наблюдательного времени для больших планетарных поисков путем измерения лучевых скоростей (программы Lick, Keck, AAT, ELODIE, CORALIE) и запуска новых больших исследований (например, планетарная поисковая программа HARPS; Mayor et al., 2003) и предпочтительного поиска “горячих Юпитеров“ у звезд с высокой металичностью (Фишер и другие., 2005; Da Silva и другие., 2006) есть большая выборка известных экзопланет. Это дает некоторое доверие для обзора тенденций в статистическом распределение в свойствах планет. Наиболее выдающийся обзор характеристик выборки дает разнообразие орбитальных характеристик. Это разнообразие изменений дает современный вид на формирование планет. Общая визуальная иллюстрация этих свойств дана в рисунке 1 отображает эксцентричность орбит с распределением расстояний между планетой и звездой для полной выборки известных внесолнечных планет. Некоторые свойства этих планет (тесная со звездой орбита, большой эксцентриситет, большая масса) ясно видны на рисунке 1. Цель в интерпретации наблюдаемых орбитальных распределений с точки зрения ограничений на теорию формирования планет. Определение статистических свойств планет-гигантов должна быть результатом исследований, которые сами статистически хорошо обеспеченные (например, ограничения объема) и чтобы иметь хорошие определяемые пороги обнаружения в различных параметрах планет, хозяйствующих звезд и орбитальных параметров. Есть несколько программ, которые удовлетворяют эти требования, включая ограниченную количеством звезд планетную поисковую программу CORALIE (Udry и другие, 2000) и лимитируемую звездной величиной FGKM Keck обзор (Marcy и другие, 2005). На диаграммах, мы представляем обнаруженных кандидатов в планеты из всех обзоров лучевой скорости и отмечаем, что обсуждаемые свойства согласуются с представленными простыми отчетливо выраженными программами также.

Рисунок 1
Распределение эксцентриситета и большой полуоси у выборки известных внесолнечных планет. Размер кружка планеты пропорционален минимальной массе кандидата в планеты m2sini ≤ 18 масс Юпитера.

[Борислав]

.1 Внесолнечные планеты-гиганты в числах.
Наиболее фундаментальная особенность, которая может быть получена из программ поиска планет – доля звезд, имеющих планеты. Располагая типичной доплеровской точностью в несколько м\с и длительностью наблюдений, это показатель планет определен для конкретного параметра: планеты с массами больше чем mlim и орбитальные периоды, короче, чем Plim. Минимальный показатель получают, просто считая долю звезд, имеющих планеты в конкретной выборке. Для планет с массой более чем 0,5 масс Юпитера, Marcy и другие (2005) нашел в выборке Lick+Keck+AAT значение 16/1330 = 1.2% звезд имеющие “горячие Юпитеры“ (P ≤ 10 дней, а ≤ 0,1 астрономических единиц для звезд с близкой к солнечной массой) и 6.6 % для звезд с планетами в пределах 5 астрономических единиц. Для ограниченного в размере в выборки CORALIE обзора (включающего двойные звезды), для того же mlim , мы получили число 9/1650 = 0.5% вероятность “горячего Юпитера“ и в общем, что 63/1650 = 3.8% звезд имеют планеты в пределах 4 астрономических единиц. Двойные с расстоянием между друг другом ближе чем 2 и 6 угловых секунд (вместе с быстро вращающими звездами) убраны из программы поиска планет, если мы ограничиваем сами звезды для планетарного поиска (то есть не двойные и с υ*sini ≤ 6 км/c), затем мы находим для CORALIE, что 9/1120 = 0.8% звезд имеют планеты-гиганты с разделением менее чем 0.1 AU и 63/1120 = 5.6% звезд иметь планеты в разделении на 4 AU. В пределах планки ошибки баров Пуассона, и включая коррекцию, чтобы принимать во внимание меньший диапазон разделения считавшийся в CORALIE, эти две больших выборки - в хорошем соответствие.
Показатель случая истинны для планет-гигантов можно лучше аппроксимировать оценкой эффективности обнаружения (как функция массы планеты и орбитального периода) используя моделирование Монте-Карло. Это еще не сделано для самых больших обзоров. Тем не менее, для обзора ELODIE (выборка ограниченная звездной величиной звезды, без известных двойных звезд), хотя характерное небольшими числовыми статистическими ошибками Naef et al. (2005) оценил для планет с массой больше чем 0,5 масс Юпитера корректируемая доля 0.7 ±0.5% “горячих Юпитеров“ c P ≤ 5 дней или 7.3 ±1.5% планет с периодом меньше чем 3900 дней. Аналогичный анализ выполнен Cumming et al. (1999) для обзора Lick и Endl и другие (2002) для программы поиска планет на Южной европейской обсерваторией с помощью Coude-echelle спектрометра. В перекрывающей выборке параметр, для всех анализов имеет хорошее соответствие. С непрерывно повышаемым наблюдательным временем обзоров и улучшение способности обнаруживать планеты с меньшей массой, мы ожидаем что доля звезд, имеющих планеты, будет возрастать в значительной степени, и из полученного минимума, возможно, что эта величина больше 50 %, принимая во внимание, что количество обнаруженных планет является растущей функцией, уменьшающей массу планеты, и, повышая число обнаруженных планет в широком разделение (смотри Секции 2.2 и 2.3)

[Борислав]

2.2 Распределение планетных масс
Даже после обнаружения нескольких внесолнечных планет, становилось ясно, что эти объекты не могут считаться звездными компаньонами в двойной системе (с низким m2sini из-за почти лежащим в орбитальной плоскости). Прочный бимодальный аспект второстепенного распределения массы в основном для солнечного типа, обычно считается как наиболее очевидное подтверждение других механизмов образования двойных звезд и планетных систем. Интервал между двумя населениями (пустота в области коричневых карликов) соответствуют массе между 20 и 60 массами Юпитера – почти пустое, по крайней мере, с периодами короче чем десятилетие. Тем не менее есть вероятно перекрытие этих двух распределений в этой точке, это не легкие низко-массовые коричневые карлики с планетами-гигантами с измеренным m2sini, без дополнительной информации об образовании и эволюции этих систем. (Специальная работа группы Международного астрономического союза предложила рабочее определение планеты как массы в пределе 13 масс Юпитера необходимой для зажигания реакции дейтерия). К низко-массовой стороне распределения планетарных масс, просматривается возрастающий степенной ряд (Рисунок2). Marcy и другие (2005) предложили dN/dM*M-1,05 для их FGKM выборки. Этот выступ не поражен для неизвестного sini распределения (Jorissen et al., 2001), какие просто оси в вертикальном положение. Край с низкой массой этого распределения слабо завершен из-за наблюдательной недостаточности, планеты с самой низкой массой трудно обнаруживаются, потому что колебания лучевой скорости слишком малы. Затем более вероятно что есть большое население для под-сатурновых масс. Эта тенденция дальше поддержана базовыми моделями формирования планет. В реальности, ожидается большое количество твердых планет. (Ida и Lin; 2004a, 2005; Alibert и другие, 2004, 2005; смотри также Секцию 3).

Рисунок 2.—Распределения минимальных масс вторичной составляющей для солнечного типа. Двойные звезды из Halbwachs и другие. (2003). Заштрихованная гистограмма представляет планеты HARPS(Секция 3).

[Борислав]

2.3 Распределение периодов внесолнечных планет-гигантов.
Рисунок 3 отображает орбитальное распределение периода для известных внесолнечных планет выборки. Многочисленные планеты-гиганты с орбитами очень близкими к их родительским звездам (P <10 дней), были полными неожиданностями перед первыми планетными открытиями. Стандартная модель (например Pollack и другие., 1996), объясняет, что планеты-гиганты формируются сначала из ледяных зерен во внешнем регионе системы, где температура звездной туманности достаточно охлаждена. Такой рост зерна обеспечивает предполагаемое твердое ядро вокруг которого газ может быть быстро захвачен (Safronov, 1969) за целую жизнь протопланетного диска (107 лет). Обнаружение планет внутри ледяной линии требует, что планеты подвергались процессу последующей миграции, перемещающей их на близкие к центральной звезде (смотри например, Lin и другие, 1996; Ward, 1997; смотри также главу Papaloizou и других для измененного обзора). Альтернативные точки зрения на образование на данной позиции как возможную дисковую нестабильность (Bodenheimer и другие., 2000; Wuchterl и другие, 2000), возможно инициированное через дисковые нестабильность (смотри главу Durisen et al.). Обращает внимание тем не менее, даже в таких случаях, последующее взаимодействие начинает миграцию, когда планета сформировалась. Полагают, что наблюдаемое скопление планет с периодами около 3 дней является результатом миграции и потребует останавливающий механизм, чтобы предохранять планеты от падения в звезды (смотри например Udry et al. (2003) и ссылки в нем для более подробной дискуссии). Другой интересной особенностью распределения периода является повышение количества планет с возрастанием расстояния от родительской звезды. Это не результат наблюдений так как эквивалентные кандидаты по массе могут более легко быть обнаружены с короткими периодами техникой измерения радиальной скорости. Уменьшение распределения за 10 годами, несомненно, результат ограниченности длительности наблюдений большинства обзоров радиальной скорости. Общее распределение как бы состоит из двух частей: основное распределение, возрастающее с увеличивающимися периодами (как у двойных звезд, Halbwachs и другие, 2003) максимум которого все еще неопределенный, и вторичное распределение планет, мигрировавших вовнутрь. Недостаточное количество планет с орбитальными периодом между 10 и 100 днями, есть пересечение между двумя этими распределениями. Минимальная плоская экстраполяция распределения на большие расстояние должна приблизительно удваивать показатель количества планет (Марси и другие., 2005). Эти консервативные предположения экстраполяции, что большое население пока необнаруженных планет с массой подобной Юпитеру существует в пределах между 5 и 20 AU. Это главная цель для проектов прямого фотографирования разрабатываемых в больших телескопах как например, VLT или  Gemini Planet Finder (смотри главу Beuzit и другие) и космические обсерватории, как например, Terrestrial Planet Finder(NASA) или Darwin(ESA).

Рисунок 3
Распределение периодов известных газовых планет-гигантов обнаруженных измерением лучевых скоростей у звезд-карликов. Заштрихованная часть гистограммы представляет собой планеты "света" с m*sini < 0.75 масс Юпитера. Для сравнения, распределение периода известных планет массой с Нептун (Секция 3) дано заполненной гистограммой. (Заметим, тем не менее, что есть все еще очень высокая незавершенность в наблюдениях для этих планет с низкой массой).

[Борислав]

2.4 Распределение период-масса
Распределение орбитального периода выделяет роль миграционных процессов, лежащих в основе наблюдаемой конфигурации внесолнечных планетных систем. Дополнительная корреляция видна между орбитальным периодом и планетарной массой. Эта корреляция изображена на Рисунке 4. показывающая диаграмму масса-период для известных экзоплане вокруг звезд-карликов. Наиболее очевидная характеристика на рисунке 4 - скудность больших планет-гигантов на коротко-периодичных орбитах (Zucker и Mazeh, 2002; Udry и другие., 2002; Patzold и Rauer, 2002). Это не является недостатоком наблюдений, так как они самый легкий кандидат для наблюдений. Даже более чем поразительно, что мы пренебрегаем звездными системами с несколькими компаньонами (Секция 2.5), полное отсутствие кандидатов с массой более чем 2 массы Юпитера и периодом менее чем 100 дней. Слева на рисунке, единственный кандидат является HD 168443 b, член возможной мульти звездной системы коричневого карлика (Marcy и другие., 2001; Udry и другие., 2002). Сценарии миграции могут быть естественно невозможны для ближних планет-гигантов. Для примера, миграция типа II (где планеты делают промежуток в диске) показан чтобы быть менее эффективным для массивных планет, то есть массивные планеты посажены на мель на большем расстояние чем планеты с более низкими массами. Кроме того, когда мигрирующая планета достигает небольшого расстояния от звезды, некоторый процесс отношения планетарно-звездного взаимодействия может осуществлять передачу массы от планеты к звезде, уменьшая массу мигрирующей планеты (например, Trilling и другие., 1998), или планеты-гиганты имеют причины, чтобы падать на центральную звезду (Patzold и Rauer, 2002). Другая интересная особенность распределения периода является повышение максимальной планетарной массы с возрастанием расстояния от главной звезды (Рисунок 5; Udry и другие, 2003). Пока это - истина, так как регистрирация лучевых скоростей для более низких масс планет отклоняется с возрастающим расстоянием от звезды вниз, планеты-гиганты же легко обнаруживаются на небольшом расстояние, также они льготно находятся на более отдаленных орбитах. Это может быть понято в контексте сценария миграции также. Ожидается,  что более массивные планеты формируются еще дальше в протопланетном диске, где много материала для роста и более длинный орбитальный путь обеспечивает большую зону роста. Затем, миграция может быть более трудна, потому что большая часть диска должна быть нарушена, чтобы преодолевать инерцию планеты. Это предположение поддержано наблюдением, что “горячие Юпитеры“ имеют статистически более низкие массы (m*sini < 0.75 масс Юпитера), что позволят мигрировать более легко.  Также напомнено, чтобы многие планетарные хаотические взаимодействия легко перемещают планету с небольшое массой (низкая инерция) или внутрь или наружу в системе, поскольку планеты-гиганты (высокая инерция) более трудны, чтобы мигрировать с места их образования (Rasio и Ford, 1996; Weidenschilling и Marzari., 1996; Marzari и Weidenschilling, 2002; смотри также главу Levison и другие). Один недостаток этой гипотезы в том, что частота коротко-периодичных планет и распределение эксцентричности трудно объяснима с правдоподобным предположениями для этих моделей (Ford и другие, 2001, 2003). Как обсуждено выше, наблюдения эмпирически указывают на уменьшение в эффективности миграции с возрастающей массой планеты. Моделирования мигрирующих планет на вязких дисках соответствуют этому наблюдению (Trilling 1998, 2002; Nelson и другие, 2000). Следовательно, это кажется разумным, чтобы ожидать, что много планет-гигантов могут находиться на долго-периодичных орбитах, и пока все еще необнаруженные из-за длительности времени текущих наблюдений. Молодные звезды среди них, непригодные на поиск лучевых скоростей, из-за значительного асторо-физического шума звезды, будут пригодными целями для поисков путем прямого фотографирования (смотри главу Beuzit и другие). Планеты с более низкой массой могли бы тоже существовать на долго-периодической орбите также, но тем не менее эти планеты трудны для обнаружения с точностью 3 м\с.  Планеты с низкой массой, на удаленной орбите хромосферно спокойной звезд могут быть обнаружены крайне точными наблюдениями лучевых скоростей с демонстрируемой устойчивостью десятилетиями и более (смотри Секцию 3).

Рисунок 4.
Период-масса распределение известных внесолнечных планет вокруг звезд-карликов. Открытые квадраты представляют компонент двойной системы, поскольку точки планеты для одиночных звезд. Открытые точки представляют планеты в много-планетарных системах. Звездочки представляют планеты с массой Нептуна. Пунктирные линии являются пределами 2.25 масс Юпитера и 100 дней. Линия из точек соединяет 2 "огромных" компонента HD168443.

Рисунок 5
Середина (заполненный круг) или самый верхний (среднее число 3 в самых верхних величинах; открытые круги) масса планет в течение окна c шагом периода шириной в log P[дней] = 0.2. Хотя планеты-гиганты легко должны обнаруживаться на коротко-периодических орбитах, увеличение максимальной массы планеты с возрастанием расстояния от звезды было зафиксировано. Обнаружение ограниченно для скорости полу-амплитуды K 10 и 30 м\с (М1=1 масса Солнца, e=1) представлены точечными линиями.

[Борислав]

Планеты-гиганты в кратных звездах.
Среди около 170 внесолнечных планеты обнаруженных до настоящего времени, 20 находятся на орбите одного из компаньонов двойной или кратной звезды. (Patience и другие, 2002; Eggenberger и другие., 2004; Mugrauer и другие, 2004, 2005). Эти системы покрывают большой диапазон двойных теоретически разделенные: с 20 а.е. для 2 спектроскопических двоичных звезд и более, чем 1000 а.е. для широких визуальных систем. Хотя выборка не большая, некоторые различия между планетами на орбитах у двойных звезд и тех планет на орбите вокруг одиночных могут быть видны в диаграммах масса-период (рисунок 4) и эксцентричность-период (рисунок 6). Как отмечено Zucker и Mazeh (2002), наиболее коротко-периодичные планеты-гиганты все обнаружены в двойных или кратных звездных системах. Планеты на орбите вокруг компонента кратной звезды также стремится иметь ту же низкую эксцентричность когда их орбитальный период - короче чем около 40 дней (Eggenberger и другие., 2004). Единственное исключение является массивный компаньон HD162020, который - вероятно является коричневым карликом с низкой массой (Udry и другие, 2002). Эти наблюдения подтверждают, чтоб некоторый тип процесса миграции принимал участие в истории этих систем. Свойства пяти коротко-периодичных планет на орбите кратных звездных систем, кажутся, тем не менее, трудны, для примирения с текущими моделями образования планет и эволюции, по крайней мере, если мы хотим ввести единственный механизм, чтобы принимать во внимание все характеристики этих планет. Даже если бы орбитальные параметры звезд для планетно-двойных звезд влияния точно не известны, у нас есть некоторая информация подобно спроецированному разделению систем или звездных свойств. Никакая очевидная корреляция между свойствами этих планет и известных орбитальных характеристик двоичных звезд или звездных масс, тем не менее пока не обнаружена. Из-за ограничений доступных наблюдаемых методов, чаще обнаруженные объекты – планеты-гиганты (наподобие Юпитера); существование меньших массовых планет во многочисленных звездных системах - все еще открытый вопрос. Поиски внесолнечных планет, использую технику радиальной скорости показали, что планеты-гиганты существуют в определенных типах кратных звездных систем. Количество таких планет – неподвижно-низкий уровень, возможно частично потому что тесные двойные звезды являются трудными целями для измерения лучевой скорости и исключены из доплеровских выборок. Тем не менее, даже если бы обнаружение и характеристики планет в двойных звездах - более трудно, чем исследование планет вокруг одиночных звезд, эти работы имеют смысл, обеспечивая новыми ограничениями и информацией для взгляда на образование планет и эволюцию. В заключение, планеты вокруг двойных звезд еще неизученная область для новых исследований.

[Борислав]

2.6 Эксцентричность планет-гигантов.
Внесолнечные планеты с орбитальными периодами больше чем около 6 дней имеют эксцентричность значительно больше, чем у гигантских планет в Солнечной Системе (Рисунок 6). Их средняя эксцентричность e = 0.29. Распределение эксцентричности для этих экзопланет имеет сходство с двойными звездами, распространяющиеся  почти целый диапазон между 0 и 1. Планеты с периодами меньше чем 6 дней вероятно приливно скруглены (смотри ниже). Причины для эксцентричности внесолнечных планет-гигантов предполагают из нескольких других механизмов: гравитационное взаимодействие между несколькими планетами-гигантами (Weidenschilling и Marzari, 1996; Rasio и Ford, 1996; Lin И Ida, 1997); взаимодействие между планетами-гигантами и планетоизмалями на ранних ступенях образования системы (Levison и другие, 1998); или вековое влияние дополнительного, передавая- (Zakamska и Tremaine, 2004) или длительное влияние дополнительных факторов (Zakamska и Tremaine, 2004) или связанный компаньон в системе (смотри Tremaine и Zakamska, 2004, для исчерпывающего обзора вопроса). Последний эффект кажется особенно интересен в некоторых случаях. Средняя скорость нескольких планет с эксцентричными орбитами постепенно показывает, присутствие соответствующему долго-периодического компаньона. Гравитационные пертурбации, возникающие из-за более отдаленного компаньона могли быть ответственными за наблюдаемую высокую эксцентричность орбиты. Этим эффектом объясняют эксцентричность как раскачивающий механизм для планет вокруг 16 Cyg B (Mazeh и другие, 1997). Тем не менее, Takeda и Rasio (2005) показали, что такой процесс приведет к чрезмерному числу как очень высоких эксцентричностей (е ≥ 0.6), так и очень низкого значения (е ≤ 0.1), требуя по крайней мере один дополнительный механизм, чтобы произвести наблюдаемое распределение эксцентричности. Фактически, ни один из предложенных механизмов порождения эксцентричности не способен воспроизвести наблюдаемое распределение эксцентричности. Для небольшого перицентра, планеты-гиганты вероятно подвергнуться приливному торможению. На периоды меньше чем около 6 дней, почти все газовые планеты-гиганты - на квазициклических орбитах (e ≤ 0.05, рисунок 6; Halbwachs и другие, 2005). Несколько пограничных случаев, с эксцентричностью около 0.1, недавно были обнаружены несколькими наблюдениями в исследованиях проведенных для коротко-периодических орбит (акцентированных на  металичность или фотометрических транзитных поисков) и имеют очень неопределенную оценку эксцентричности (даже совместимую с нулем). С больших распределением данных измеренной радиальной скорости для нескольких орбит, эксцентричности могут измениться. Кроме того, дополнительный компаньон может в конце концов обнаружен в некоторых из них систем. В кратных планетных системах, простая кеплеровкая модель может поглотить некоторое более долго-периодическое направление в средних скоростях, искусственно возмущающие, эксцентричность орбиты. Дополнительные компаньоны также могут приливно раскачивать эксцентриситет коротко-периодических систем. Корреляции могут также быть видны между эксцентричностью и периодом, и между эксцентричностью и массой. Более массивные планеты (то есть, более массивные чем 5 масс Юпитера) имеют систематически более высокие эксцентричности чем планеты меньших масс (Marcy и другие, 2005). Это не может быть эффектом выборки (большее порождает большее изменение лучевой скорости). Если планеты формируются первоначально на циклических орбитах, высокие эксцентричность наиболее массивных планет озадачивает. Такие массивные планеты имеют самое большое сопротивление инерции в пертурбациях, которые необходимо воздействовать на их начальные циклические орбиты. Отметим, что более массивные планеты также имеют в большее разделение (Секция 2.3); следовательно, эксцентричность и орбитальный период связаны. Долго-периодические планеты обычно наблюдались только за один раз и редко имеют хорошее покрытие фазы. Это может привести к переоценке эксцентричности в некоторых кеплеровских решения (Butler и другие 2000), но в общем, вряд ли, что бы неправильное моделирование было полностью ответственно за наблюдаемую корреляцию. В заключение, как видно на рисунке 6, несколько длинно-периодичных кандидатов с низкой эксцентричностью обнаружены в исследованиях. Они формируют небольшой подвыборку так называемых аналогов Солнечной системы. Открытые точки представляют планеты в кратных планетарных системах.

Рисунок 6.  Диаграмма период-эксцентричность известных внесолнечных планет. Открытые квадраты представляют планетам вокруг одного из компонента двойной звездной системы, поскольку точки - для одиночных звезд. Планеты обнаруженные в обзорах акцентированных на металличность или фотометрически-транзитных указаны заполненными треугольниками. Символы-звездочки для планет массой с Нептун. Знак “( )” обозначает HD162020. Линия из точек свидетельствует о наблюдаемой приливно захваченной точке около 6 дней (Halbwachs и другие, 2005) и пунктирные линии ограничивают области с e >0.05 и P <40 d (смотри Секцию 2.5)

[Борислав]

3. Поиски с очень-высокой точностью.
3.1 Вниз ниже массы Нептуна.
После десятилетия открытий в области внесолнечных планет-гигантов, главным образом исходивших из больших обзоров точного измерения лучевой скорости звезд солнечного типа, поиски другого мира перешли на новый этап. Наиболее часто обнаруженные планеты – газовые гиганты, подобные нашему Юпитеру, с типичными массами несколько сотен Земных масс. Тем не менее, с прошлого года, обнаружены 7 планет с массами в дипазоне Урана-Нептуна (6-21 Земных масс) (Таблица 1). Из-за их небольшой массы и расположения в системы, вблизи от их родительских звезд, они могут формироваться главным образом из большого скалисто-ледяного ядра, и возможно, что они или потеряли  свои протяженные газообразные атмосферы или просто сформировались без накопления от окружающей среды. Эти планеты компаньоны, вместе с недавно обнаруженными планетами с под-Сатурновой массой с орбитами промежуточного периода, заполняют более низкий край распределения масс планет, однако эта область все еще сильно страдает незавершенностью исследований. (рисунок 2). Открытие планет с очень низкой массой близкие к порогу обнаружения измерений лучевой скорости обобщает, что этот тип объектов может быть довольно общим. Само существование таких планет является пока неожиданностью наблюдений для теоретиков. В любом случае, поиск и возможное обнаружение планет с более низкой массой установит жесткие ограничения в модели образования и эволюции планет. Обнаружение планет с очень низкой массой следует из разработки нового поколения инструментов способных измерять лучевую скорость с беспрецедентной точностью. Один из инструментов для измерений с высокой точностью – HARPS (ESO) специально разрабатываемый для поиска планет и астросейсмологии. HARPS оказалось наиболее точным спектро-велосиметром в настоящее время, достигая точности измерения лучевой скорости на уровне 1 м\с в течение месяцев или лет (Mayor и другие, 2003, Lovis и другие, 2005) и гораздо точнее за более короткие интервалы(Bouchy и другие, 2005a). Телескоп Keck с модернизированным детектором для спектрометра HIRES также достигает точности в 1 м\c, с демонстрацией стабильности устойчивостью с августа 2004. Другое фундаментальное изменение, создавшее прогресс в поиске планет с более низкой массой – применение осторожной наблюдательной стратегией, чтобы уменьшать шумовой эффект звездной активности, которая может глушить небольшой волновой сигнал лучевой скорости планеты с массой Нептуна. Только пару лет тому назад колебания звезд ниже 3 м\с были полностью неизвестными. Тем не менее, астросейсмологические наблюдения выполненные HARPS дали понимание того, что достигнутая точность больше не ограничена инструментальными характеристиками а самими звездами (Mayor и другие, 2003; Bouchy и другие, 2005a). На самом деле, звездная p-mode активность на коротком временном интервале (минуты) и звездная активность (порождающая сильный шум)  в более длинном интервале (дни) может и порождает значительные колебания лучевой скорости на уровне точности измерения HARPS. Даже для хромосферно тихих G и K карликов порождают колебания в несколько десятков см\м, которые могут складываться до амплитуды в скорости в несколько м\с. Хотя в последствие, любое раскрытие короче интервала времени периода активности звезд, или даже короче способа интерференционных изменений временных шкал, возможные уменьшаться на пике или в минимуме этого способа интерференции и таким образом водить дополнительный шум в лучевой скорости. Этот феномен мог, следовательно, успешно пойти на уравновешивающую способностью обнаруживать планеты с очень низкой массой на орбитах звезд солнечного типа посредством техники лучевой скорости. Для того, чтобы минимизировать эти эффекты насколько возможно, звезды для высоко-точных измерений лучевой скорости выбирают с медленным вращением, не эволюционировавшие и неактивные. Затем, для того чтобы усреднять звездную активность, наблюдения должны быть разработаны от 15 до 30 минут для цели. Эта стратегия сейчас применена к звездам в “высоко-точной“ части программ поиска планет HARPS и Keck. Иллюстрация полученных результатов представлена гистограммой распределения лучевой скорости HARPS с высокой точностью наблюдения (Рисунок 7). Дистрибутивный способ – ниже 2 м\с и пик уменьшается быстро с более высокими значениями. Более, чем 80% распределения наблюдения звезд меньше чем 5 м/с , и более, чем 35 % имеет распределения ниже 2 м/с. Дожно быть отмечено, что полученное распределение включает искажение от протон-шумовую оценку, калибровочную ошибку длины, звездную активность и всплески, и в конкретно, загрязнена известными внесолнечными планетами (выделенная часть на рисунке 7) и все еще неоткрытые планетные компаньоны. Недавно заявленные планеты массой в 14 земных вокруг µ Ara(рисунок и HD4308 (таблица 1) есть часть под-выборки с высокой точностью через HARPS.

Таблица 1 Итоговая таблица для недавно обнаруженных планет с массой Нептуна. Параметр q = m2 sin i/m1 и (O-C) следы (RMS) вокруг кеплеровского решения.
Самый низкий m2 sin i получен для  Gl 876 d пока самый низкий q в 4.2 • 10−5 достигнут для µ Ara c. Ссылки: [1] Santos и другие, 2004a; [2] McArthur и другие, 2004; [3] Udry и другие, 2006; [4] Vogt и другие, 2005; [5] Rivera и другие, 2005; [6] Butler и другие, 2004; [7] Bonfils и другие, 2005a.

Рисунок 7 Гистограмма распределения лучевых скоростей (сигма RV ) для звезд высоко-точной сьемки  HARPS подвыборки (124 звезды более чем с 3 измерениями). Позиции планет обнаруженных HARPS указанна выделенной областью.

Рисунок 8 Измерения HARPS µ Ara открывшие планету с массой 14 масс Земли на 9,55 дневной орбите. Обзор следов для кеплеровского решения планеты, корректировался из долговременного дрейфа из-за внесолнечных планет в системе, размером всего только 0,9 м\с, и даже такое же низкое как 0,43 м\с для первых 8 точек полученных усредненением измерений лучевой скорости за неделю астросеймических наблюдений (Santos и другие, 2004a)

[Борислав]

3.2 Противостояние газовых и твердых свойств коротко-периодических планет
Хотя число планет с массой Нептуна невелико, они интересны взглядом как их орбитальные параметры соотносятся со свойствами внесолнечных планет-гигантов. Из-за небольшой амплитуды лучевой скорости влияющей на родительской звезде, ограничивая обнаружения для коротких периодов, значимое сравнение может только сделано для планет-гигантов с периодами меньше 20 дней. Распределение коротко-периодических планет-гигантов в периодах около 3 дней (рисунок 3). Наоборот, несмотря на упомянутое смещение от обнаружения, распределение периода планет массой с Нептуна довольно равномерное вплоть до 15 дней. Мы также наблюдаем, что орбиты планет с массой Нептуна имеют небольшой эксцентриситет (рисунок 6). В конкретном случае периоды между 9 и 15 днями (3 из 7 кандидатов), средняя величина эксцентриситета – значительно меньше чем у аналогичных планет-гигантов. Периоды меньше чем 6 дней, предполагают приливно скруглены, особенно если эти планеты являются твердыми телами. Тем не менее среди них, самые большие наблюдаемые эксцентриситеты – для 55 Cnc e (P = 2.8 d и e = 0.17) и Gl 436 (P = 2.6 d и e = 0.12). Первый пример является членом кратной планетной системы, которая может объяснить не равный нулю эксцентричность внутренней планеты с небольшой массой (Секция 2.6), тем не менее, проблема – более трудна для последнего примера. Другое различие между планетами-гигантами и с массой Нептуна может быть также обнаружено в распределении металличности в родительских звездах. (смотри секцию 5). Хотя количество объектов не составляют статистически значимую выборку, эти небольшие различие может быть намеком, что газовые гиганты и твердые тела есть планеты двух обособленных групп, с различными свойствами. Больше открытий позволят рассмотреть этот вопрос с большей достоверностью.

[Борислав]

4 Кратные планетные системы
Существуют 142 звезды имеющие более чем 170 открытых внесолнечных планет. 17 из этих звезд имеют кратные планетные системы, а не единственную планету. Одна из них, система, HD217107, показывает вторичное колебание возмущений от решения 1-ой планеты, которое совместимо с 2-ым компаньеном-планетой. Орбитальные характеристики этих систем суммированы в таблице 2. Наиболее богатый пример 55 Cnc, с четырьмя обнаруженными планетами. u And, HD37124, Gl 876, и µ Ara (HD160691) имеют по три планеты. В заключение, есть в общей сложности 11 известных двойных планетных систем. Среди звезд имеющих планеты, около 12 % из них обладают известными кратными планетными системами. Таким образом, вероятность обнаружения второй планеты обеспечена показателем двух над 6% обнаруживать первую планету. Доля известных кратных планетных систем является несомненно заниженным пределом. Вероятно, низкая амплитуда колебаний от более отдаленной, долго-периодической планеты легко поглощена кеплеровской моделью однопланетной системы. Обнаружение внесолнечных планет легче в тех системах, где более отдаленная планета больше, в несколько раз массы Юпитера, поскольку такие системы производят большие амплитуды скорости. Тем не менее, гистограмма массы (Рисунок 2) показывает, что более массивные планеты необычны. Вторые компаньоны существуют для систем с небольшими различиями орбитальных периодов наподобие Gl 876. Там, динамическое взаимодействие между планетами может усложнить наблюдения кеплеровского решения, и задерживать определения характеристик и презентацию дополнительной планеты. В результате, пока один орбитальный период достаточен для однопланетной системы с амплитудой скорости больше, чем 10 м\с (3 сигма обнаружение), покрытие же длинной фазы обычно требует вычисления дополнительной компоненты. Самая продолжительная высокоточная съемка является 15-летний поиск планет в обсерватории Lick. Эта выборка из 100 звезд включает кратные планетные системы 55 Cnc, Ups И, Gl 876, и 47 UMa. Половина звезд с обнаруженными планетами из этой выборки теперь имеют, более чем одну обнаруженную планету. Для отчасти более молодой программы поиска планет ELODIE в Haute-Provence, начавшийся в 1994 году и расширенной в 1996, 25% звезд с обнаруженными планетами, имеют более чем одну планету. В свете проблем, которые мешают обнаружить кратные планетные системы и благодаря которым имеется высокая доля кратных планетных систем в более длительных программах поиска, следует, что вероятность того, что большинство звезд имеют не изолированные, единственные планеты. Новые методы, дополнительно к лучевым скоростям, позволят обнаруживать экзопланеты на полученных изображения интерферометров или астрометрии, которые при проектировании этих программ используют большую вероятность существования именно кратных планетных систем.