Телескопы покупают здесь


A A A A Автор Тема: astro-ph/0602008 От протопланет к протожизни: возникновение и сохранение жизни  (Прочитано 8255 раз)

0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.

Борислав

  • Гость
4.1 Резонансные системы среднего движения
Есть искушение распределять кратные планетные системы, как иерархические или резонансные системы. Среди известных кратных систем, по крайней мере восемь (почти половина), - в средних резонансах движения (MMR), и четыре из них – в низшем порядке 2:1 резонанс. Рисунок 9 показывает коэффициент орбитальных периодов (определенное как частное более длинного периода на короткий период) для кратных планетных систем в таблице 2. Неопределенность в текущих орбитальных периодах (Butler и другие, в препитетах) показана как бары ошибок. За исключением HD37124, которая имеет неопределенную кеплеровскую модель, орбитальные коэффиценты менее чем или равные 4:1, все очень близки к целым коэффициентам перехода с низкими порядками (MMR) 2:1, 3:1 или 4:1. Две внешние планеты вокруг u And близки к 16:3 MMR и HD12661 может быть в 13:2. Никакие средние резонансы движения не наблюдают близкими к точным коэффициентам 5:1 или 6:1. Тем не менее, неопределенность в решении орбиты для HD12661 учитывает возможность 6:1 MMR и исследование устойчивости HD202206 (Correia и другие, 2005), напоминает, чтобы система может иметь резонанс  5:1. Для последнего случая резонанс 5:1 может указывать, что планета сформировавшиеся на кругово-двойном(?) диске как внутренняя планета имеет минимальную массу в 17 масс Юпитера. За 4:1 MMR коэффициенты орбитального периода быстро паразитные из целых значений. Это предположение, что если планета достаточна тесная, то сбор резонанса произодет. И наоборот, сбор резонанса кажется менее эффективным, если орбитальные коэффициент периода большой (то есть, планеты не достигают закрытия), хотя более длинные периоды – не как точно определенны. Kley и другие (2004) смоделировал резонансную картину планет и нашел что для 2:1 MMR, их модели предсказывают i) большую массу для внешней планеты, ii) более высокую эксцентричность для внутренней планеты. Мы находим, что орбитальный эксцентриситет более высок для внутренней планеты в трех из четырех 2:1 резонансных систем. В четвертной системе, HD73526, эксцентриситет для обоих компонентов сравним. Мы находим, что внешняя планета более огромная (предположим, орбиты в одной плоскости) в Gl 876 и HD128311. Внешняя планета только чуть более массивная в HD73526, и немного менее массивная в кеплервской модели для HD82943 (Mayor и другие, 2004). Орбитальные параметры кратных планетных систем кажутся неразличными по сравнению с одиночными планетными системами. Например, рисунки 4 и 6 сравнений распределений период-масса и эксцентричность кратных и одиночных планетных систем.

Таблица 2. Орбитальные параметры кратных планетных систем. Значения взяты из работ или статей Butler et al. (в препитете). Резонансы периода указанны в колонке Rem.
Примечание: а) вид Vogt и других (2005) для альтернативного орбитального решения, b) период не покрыт.

Рисунок 9.  Коэффициенты коротких орбитальных периодов показаны в кратных планетных системах в таблице 2. Неопределенность в орбитальных периодах все еще существенна, хотя ошибка находиться в пределах коэффициента периода. Низшая погрешность MMR в 2:1 оказывается будет совсем небольшой 2 ± 0.01:1. Четыре из восемнадцати систем (включая непокрытые периоды), находятся в 2:1 резонансе.

Рисунок 10. Временные различия между лучевыми скоростями предсказанными двумя моделями и цифровая интеграция системы HD202206 (Correia и другие, 2005). Остатки измерений CORALIE вокруг кеплеровского решения  отображается также.

Борислав

  • Гость
4.2 Динамика взаимодействия планета-планета.
Присутствие двух и более взаимодействующих планет в система драматически увеличивает нашу потенциальную возможность  ограничивать и понимать процессы формирования и эволюции планет. Краткосрочное динамическое взаимодействие – есть конкретный интерес из-за заметных последствий. Среди них, наблюдаемые Pi/Pj = 2/1 резонансные системы очень важны, потому что, когда орбитальное расстояние между ними не слишком большое, планетарно-гравитационное взаимодействие становиться значительным в течение тесного сближения, и заметно повлияет на эволюцию системы за интервал времени порядка нескольких интервалов длинного периода. Изменения лучевой скорости центральной звезды затем отличиться в значительной степени от изменений скорости ранее, принимая что, планеты обращаются по независимым кеплеровским орбитам (Рисунок 10). В наиболее благоприятных случаях, наклонения орбитальной плоскости, не известно от измерений техники лучевой скорости, может быть ограничена с тех пор, как амплитуда планета-планета взаимодействий непосредственно зависит от их истинной массы. Результаты Ньтоновских взаимодействий системы Gl 876 потвердили метод, особенно улучшающий определение орбитальных элементов планеты и также открыли планету с небольшой массой находящиеся во внутренней области системы. (таблица 1,2). Другое полезное приложение анализа динамики планетных систем является локализация резонансов в системе, которая формируют свою общую структуру. Исследования устойчивости также обязательные, что определить долгосрочную жизнеспособность систем наблюдаемых теперь.

Борислав

  • Гость
5.1 Корреляция металличности звезд с планетами-гигантами.
Корреляция между присутствие доплеровского обнаружения газовых планет-гигантов и высокой металичностью в родительских звездах были отмечены еще в первых годов открытий внесолнечных планет. (Gonzalez, 1997, 1998; Gonzalez и другие, 1999; Gonzalez и Laws, 2000; Fuhrmann и другие, 1997, 1998; Santos и другие, 2000, 2003). Эти наблюдения вели к дискуссии о начале корреции планет и металличности. Одно объяснение утверждает, что высокая металличность улучшает образование планет из-за повышенной доступности конденсации небольших частиц, строительных блоков планетоизмалей. Другой аргумент предполагает, что повышенная металичность звезды может быть следствие загрязнение звездной конвективной зоны, произошедшего с последнего этапа прироста истощенного газового материала. Третье объяснение, предполагает возможность, что планетная миграция, управляет содержание пыли в диске, и таким образом наблюдаемое смещение в пользу близкорасположенных планет вокруг богатых металличностью звезд – кажеться разумно исключается текущими моделями (Livio и Pringle, 2003). Два основных механизма заканчиваются разными звездными структурами, в первом случае, звезда богатая металличностью, в то время как в последнем случае, зона конвенции имеет значительно болею высокую металличность чем звездные окрестности. На момент ранних наблюдений корреляция планет-металличность, сравнения массы родительских звезд и распределение металичностии выполненными другими исследователями за один раз когда систематическая погрешнось 0,1 dex в измерении металичность были общими. В конечном счете, систематические, однородные исследования всех звезд в программе поиске планет были завершены (Santos и другие, 2001) с дальнейшим требованием, чтобы звезды имели достаточно наблюдений чтобы обнаруживать планету наподобие Юпитера с орбитальным периодом в четыре года (Fischer и другие, 2004; Santos и другие, 2004b, 2005; Fischer и Valenti, 2005). А не проверяя металичность родительских звезд, присутствие на орбитах звезд газовых планет-гигантов с известной металличность были оценены для значительно больше 1500 звезд в доплеровских планетных поисках. Рисунок 11 показывает процент звезд с планетами как функция металличности с 1040 звездами в планетных обзорах в Lick, Keck and AAT (сплошная линия, Fischer and Valenti, 2005) и процент звезд с планетами в 875 звездах в обзоре CORALIE (не двойные и более чем с 5 наблюдениями, пунктирная линия Santos et Ал., 2004b). Распределение планет как функция металличности была представлена Fischer and Valenti (2005) со следующей формулой:
P(планет)=0.03 ((NFe/NH)(NFe/NH)солнца)2
Таки образом, вероятность формирования планет-гигантов приблизительно прорционально квадрату номера атомов металл, у увеличения показателя пяти когда избыток железа взят в степень два, из [Fe/H] = 0, чтобы [Fe/H] = 0.3. Самый последовательный анализ спектров с высоким разрешением, для более чем 1500 звезд в программах поиска звезд также делает различие между двумя гипотезами обогащения. Металличность не наблюдалась, что бы возрастать с уменьшением глубины конвективной зоны для звезд основной последовательно, предлагая, что загрязнение через прирост было не ответственно за наблюдаемое расширение металличности звезд с планетами. Этот аргумент тем не менее выдвинут Vauclair (2004) вводя железно-линейную конвенцию (металлические потоки) которые могут разбавлять сросшийся материал в звезде и таким образом разбавлять общий избыток ожидающийся в случае прироста материала для планет с наблюдениями звезд различных масс. Даже более важный, чтобы отвергать гипотезу загрязнения, анализ суб-гигантов в выборке показывает, что суб-гиганты с планетами имеют высокую металличность, тогда как субгиганты без обнаруженных планет имели распределение металличности, подобно звездам основной последовательности без обнаруженных планет. Поскольку значительное смешивание зоны конвенции происходит вдоль ветки субгигантов, субгиганты должны разбавлять сросшиемя металлы в конвенционной зоне. Тот факт, что высокая металличность характерна для субгигантов с планетами, демонстрирует что эти звезды богаты металлами. Существование корреляции металличность и планеты поддерживает основной довод над гравитационной нестабильностью как механизм образования газовых планет-гигантов с орбитальными периодами больше чем четыре года.
Наблюдаемое отношение между содержанием метталов и наличием планет мотивировали предубежденные металличностью программы поиска планет, нацеленные планеты с коротким периодом, чтобы обнаружить горячие юпитеры, которые идеальные кандидаты для последующего фотометрического транзитного поиска. Эти обзоры имеют успех (Fischer и другие, 2005; Sato и другие, 2005; Bouchy и другие, 2005b; Da Silva и другие, 2006; Секция 6). Тем не менее детализация выборки должна иметься в виду при проверке возможных статистических отношений между металличностью звезды и другими орбитальными и звездными свойствами. Вплоть до сегодняшнего дня, никакая ясная корреляция между металличностью  и орбитальными параметрами не обнаружена.

5.2 Металличность звезд, с планетами массой с Нептун.
Достоверно установлено, что обнаружены планеты-гиганты в основном на орбите у богатых металличностью звездами. Какая же ситуация для вновь обнаруженных планет массой с Нептун?  Если, как предложено некоторыми авторами (смотри например Lecavelier и другие, 2004; Baraffe и другие, 2004, 2005 и ссылки в этом), новые планеты с массой Нептуна являются остатками испарившихся древних планет-гигантов, их родительские звезды также должны последовать за направление металличности наблюдавшийся для их гиганских родоночальников. Кажется это не является причиной, рассматривая, что 7 известных планет с m2 sin I (таблица 1) имеют металличность 0.33, 0.35, 0.02, 0.14, − 0.03, − 0.25, и − 0.31, соответственно (металличность 3 М-карликов исходит из фотометрической калибровки проведенной Bonfils и другими, 2005b). Хотя статистика все еще бедна, отображение этих величин над почти целым рядом металличности звезд имеющих планеты (рисунок 12) предполагают другое распределение между содержанием металл и планетной частотой для ледяных/скалистых планет, по сравнению с гигантами. Это имеет смысл замечая, что 3 кандидата с массой Нептуна вокруг М-карликов. Последнее Монте-Карло моделирование Ida and Lin (2005) показывает, что образование планет из небольшого количества материала стремиться к формированию планет с более низкими массами в области Уран\Нептуна. Аналогичные результаты, были получены для менее массивных планет у солечного типа звезд с случае бедной металлами протозвездной туманности (Ida and Lin, 2004b; Benz et al., 2005). Будущие разработки моделей образования и обнаружения с небольшой массой планет поможет лучше понять как сходятся эти два эффекта.
 
Рисунок 11 Процент звезд с планетами показан как функция звездной металличности. Здесь пунктирная линия показывает результаты Santos и другие. (2004b) для 875 не двойных звезд программы CORALIE и сплошная линия показывает анализ 1040 звезд на Lick, Keck и AAT. (Fischer and Valenti, 2005). Хотя основанное на разных оценках металличности в разных звездных образцах, два распределения совпадают в пределах погрешности ошибки.

Рисунок 12
Распределение выборки металличности звезд с планетами, период которых меньше чем 20 дней. Звезды с планетами с массой Нептуна указанны заштрихованной гистограммой.

Борислав

  • Гость
6 Последующие транзитные планеты
В течение последних лет, наземные транзитные поиски открыли множество транзитных кандидатов (смотри главу Charbonneau и другие). Наиболее успешный из этих поисков до настоящего времени это съемка OGLE, которая представила около 180 возможных транзитных кандидатов (Udalski и другие 2002ab). Эти новые открытия стимулировали интенсивные последующие наблюдения, чтобы обнаружить  колебания в радиальной скорости порожденные этим телом. Удивительно, что эти обзоры обнаружили, что большинство систем довольно тесные двойные звезды с небольшими звездами (М-карлики) с F-G карликами, тесные двойные в смешанных кратных звездных системах (тройные, четырехкратные), или вызывают звездные затмения, создавая фотометрические транзиты планет (Bouchy и другие, 2005c;Pont и другие, 2005). Последующая спектроскопия демонстрирует трудность интерпретации поверхности фотометрических транзитных кривых без дополнительных измерений лучевой скорости. Звездная величина кандидатов OGLE колеблется от V 16 до 17.5; близкий к минимальной способности точного волоконного спектрографа FLAMES на VLT и вероятно близок к способности спектроскопии на калибровке линии йода. Это подразумевает что более глубокая фотометрическая транзитная съемка сталкивается с серьезными трудностями  в подтверждении планетарной природы транзитного объекта в последующей доплеровской съемке. До настоящего время, шесть планет обнаружены в транзитных исследованиях и подтверждены лучевой скоростью. Пять из них обнаружены программой OGLE (Udalski и другие, 2002ab) и один сетью TrES (Alonso и другие, 2004). Три из планет OGLE имеют периоды меньше чем 2 дня (очень горячие Юпитеры). Такие короткие периоды, хотя и легко обнаружимы, не были обнаружены при поиске путем лучевых скоростей, делает вывод, что эти объекты – почти в 10 раз менее многочисленны, чем горячие юпитеры (2.5 ≤ P ≤ 10 дней, Gaudi и другие, 2005). Дополнительно к фотометрически обнаруженным планетам, 3 планеты идентифицированные путем измерения лучевой скорости были обнаружены транзиты перед их родительскими звездами. Когда транзитная фотометрия объединена высоко-точными измерениями лучевой скорости, она должна возможно получать точную массу и радиус (таблица 3), а также среднюю плотность планеты. Эти важные величины ограничивают модели внутренней структуры планеты, а также эволюция истории планеты. Интересно должно отметить здесь, что большинство планет которые для которых мы знаем и массу и радиус были обнаружены транзитной съемкой несмотря на то, что более, чем 165 планет обнаружено съемкой лучевой скорости. Это следствие низкой вероятности находить конфигурацию транзита среди планет обнаруженных съемкой лучевой скорости, тогда как больше обнаруженных транзитных кандидатов могут быть проверенны измерением лучевых скоростей. С другой стороны, 3 транзита планеты у ярких звезд обнаружены сначала измерением лучевых скоростей, так как транзитные программы главным образом нацелены на области переполненные слабыми звездами. Производная плотность транзитных внесолнечных планет покрывает удивительно большое разнообразие величин от 0,3 до 1,3 г\см3. (рисунок 13).  “Проблема“ аномально большого радиуса и низкой плотности HD209458 не понятна, оказывается, что планеты с очень тесной орбитой с одинаковой массой имеют разную плотность. Это демонстрирует удивительное разнообразие и показывает наш недостаток подробного понимания физики горячих планет-гигантов. Распределение планет в течение диаграммы масса-период показывает интригующую корреляцию (рисунок 13). Транзитные планеты кажется лежат на хорошо определенной линии, массы уменьшающейся с увеличения периода орбиты. Это удивительный факт, отмеченный Mazeh и другие (2005), мог быть последствием механизмом, как, например термическое испарение (Lecavelier и другие, 2004; Baraffe и другие, 2004, 2005) или передача массы предела Роша (Ford and Rasio, 2005). Это имеет смысл, показывая позицию HD149026, ниже отношения, которое могло быть результатом другой структуры с большим ядром (Sato и другие, 2005; Charbonneau и другие, 2006). Также удивительно, что на диаграмме полный недостаток кандидатов выше отношения. Почему мы пропускаем более массивные транзитные планеты в P=3-4 дня? Никакое убедительное объяснение пока не предложено для этого странного наблюдения.

Таблица 3. Список планет как с радиусом (по транзиту), так и оценка массы (из точных лучевых скоростей). Данные от Alonso и другие, 2004; Moutou и другие, 2004; Pont и другие, 2004, 2005; Bouchy и другие, 2005bc; Winn и другие, 2005.

Рисунок 13 Диаграмма масса-радиус и масса-период для транзитных планет с их оценкой радиуса и точной массой. На левой панели, пунктирные линии ограничивают уровни плотности в 0,3 и 1,3 г/cм3.

Борислав

  • Гость
7 Будущее техники радиальных скоростей.
Важный урок прошедших нескольких лет в том, что техника лучевой скорости не достигла пока своих пределов в области экзопланет. Фактически, будущее исследований лучевых скоростей все еще яркое.
1) Последние открытия, указывают, что население планет массой Нептуна или Сатурна, может быть обнаружено ближе чем 1 а.е. Улучшенная точность измерения лучевой скорости ждет нас в ближайшем будущем, обеспечивая нас новыми полезными ограничениями на теории образования планет. С уровнем точности достигнутым теперь для измерения лучевой скорости, новая область в поиске внесолнечных планет – тут же, допуская обнаружение компаньонов в несколько Земных масс вокруг звезд солнечного типа. Планеты с очень низкой массой (ниже 10 масс Земли) могут быть более частыми чем прежде обнаружены планеты-гиганты.
2) Как было описано выше, радиально-транзитные измерения лучевой скорости обязательные, чтобы определять массу транзитных компаньонов и затем, чтобы вычислять их среднюю плотность. Эти наблюдения устанавливают планетную природу компаньонов и обеспечивают важными параметрами, чтобы ограничить атмосферу планеты и внутренние модели. Также это важно в виду ожидаемых результатов космических миссий COROT и Kepler, которые должны обеспечивать сотнями транзитных планет различных размеров и масс. Когда транзитный сигнал обнаружен, затем узнается орбитальный период. В результате, техника лучевой скорости требовательна, для значений и точности благоприобретенных размеров. Для примера, планета массой в 2 массы Земли на 4-ох дневной орбите порождает в звезде с солнечной массой амплитуды в радиальной скорости около 80 см\с3, которые будет возможно обнаружить только с несколько более высокой точностью измерений, при условии, что период системы будет известен заранее. В этом контексте, восхитительным аспектом является возможность изучать отношение масса-радиус вплоть до области с массой Земли.
3) Порог обнаружения минимальной массы планеты доплеровской техники продолжает уменьшаться. Область ниже уровня в 1 м\c еще не изучена. Результаты полученные спектрографом HARPS показывают, что, даже если бы звезды являются сами переменными в лучевой скорости (на скромных уровнях) из-за акустических способах, тем не менее возможно, чтобы достигать на небольшом временном интервале хорошей точности ниже 1 м\с, применяя необходимую наблюдательную стратегию. Однако открытая частью остается нерешенным: поведение звезд на более длиной временной интервале, где звездные выбросы и толчки могут помешать конечной достижимой точности. В этом случае, точная предварительная выборка звезд – с хорошими выбранными кандидатами и оптимальное использование времени телескопа. Кроме того, анализ би-секторной линии и последующей активности индикаторов, как например log(RHK), а также фотометрические измерения может обнаружить подозрительные результаты. Открытие внесолнечных планет, посредством доплеровской техники, требуют также, что радиальная скорость сигнала порожденная планетой значительно выше чем шум, или, что требуется получить очень высокий ритм наблюдений. Много наблюдений с отличных охватом фазы критично, чтобы исключить ложный положительный сигнал, особенно, давший сравнительно большое число свободных параметров в орбитальном решение для кратных планетных систем. Много измерений поможет смягчить проблемы обнаружения низких амплитуд, но это потребует огромные резервы в наблюдательном времени. Таким образом, если мы долго желаем затратить достаточные ресурсы с точки зрения времени телескопа и предоставлять проектные спектрографы (высокоуровневые температурные и уровня давления)  это должно быть возможно в принципе, чтобы обнаруживать планеты подобные Земле (Pepe и другие, 2005).

Борислав

  • Гость
Первый очень сырой вариант перевода закончен, в ближайшие дни постараюсь устранить множество непонятных для себя мест в тексте.

Но несомннено статья очень важна, она подводит черту десятилетию открытия первой экзопланеты, и почти 20 лет исследованию спектров в поисках планет (с 1987 года на Ликской обсерватории).
Это итог проверки почти 3 тыс звезд разными группами астрономов.

Будет очень интересно сравнить что изменить через 5 или 10 лет по сравнению с фактами изложенными в этой статье.  :)
« Последнее редактирование: 08 Мар 2006 [15:58:05] от Борислав »

Оффлайн VKR

  • *****
  • Сообщений: 1 544
  • Благодарностей: 28
    • Сообщения от VKR
Первый очень сырой вариант перевода закончен, в ближайшие дни постараюсь устранить множество непонятных для себя мест в тексте.
Большое спасибо, Борислав! Очень интересно было прочитать.
Виктор.
ТАЛ-150 АПОЛАР, C8 SE, Coronado PST, Kenko SE 120x600, SW709EQ2

Борислав

  • Гость
Соглашусь с Olweg'ом о малочисленности под-сатурновых экзопланет

Взял выборку короткопериодических планет с периодом меньше 20 суток, наблюдается существенный минимум в районе 40-60 масс Земли, да и в промежутке 21-34 земных масс нет ни одной экзопланеты, а в то время как в следующем таком же интервале - 7-21 зем масс их целых 7 штук! Возможно это не недостаток статистики, а реальная картина, потому что горячие подсатурны обнаружить гораздо легче чем горячие нептуны.

Может быть это следствие эволюции - горячие юпитеры не могут испариться до ядра, мешает большая вторая космическая скорость, а подсатурны запросто испаряются до своих твердых ядер, следовательно горячие нептуны действительно твердые планеты?
« Последнее редактирование: 11 Мар 2006 [16:20:55] от Борислав »

Оффлайн Olweg

  • *****
  • Сообщений: 15 352
  • Благодарностей: 400
    • Сообщения от Olweg
Возможно, некоторые из ГН - действительно ядра гигантов, т.е. хтонические планеты, но не все. По теории аккреции протопланета, набрав массу до ~10 земных, начинает притягивать газ, и чем дальше, тем быстрее. Вопрос в том, когда и где такое ядро образуется - если после рассеяния газового диска или вблизи звезды, то оно так ядром и останется. И вот как раз у красных карликов и звезд с низкой металличностью газ успевает рассеяться, рост протопланет идет слишком медленно. Обратите внимание - из одиночных ГН двое у красных карликов, один у слабометалличной звезды (HD 4208).
Планеты других звёзд. История открытий
http://allplanets.ru/history_Olweg.htm

Оффлайн vika vorobyeva

  • ASTRONOMY.RU
  • *****
  • Сообщений: 8 913
  • Благодарностей: 700
    • Сообщения от vika vorobyeva
    • Записки Вики Воробьевой
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

Выложила свой перевод этого обзора:

http://www.allplanets.ru/10let.htm
я не заметила момента
когда мой замок из песка
стал превращаться в криворожский
железорудный комбинат