Планета-гигант HD 209458 b (как и другие тела этого типа) должна иметь сильное магнитное поле сложной структуры, с напряженностью того же порядка, что и поле Юпитера. В определенных обстоятельствах признаки присутствия сильной дипольной составляющей магнитного поля можно использовать для поиска экзопланет.
По-видимому, существует несколько типов "горячих юпитеров". Найденная в 2006 году экзопланета с транзитами HD 149026 b представляет собой новый класс внесолнечных планет. Малое ослабление света звезды HD 149026 сразу же указало на относительно небольшой радиус планеты. Но это противоречило ее достаточно большой массе. Радиус HD 149026 b составляет 0,85 радиуса Сатурна, или 0,725 Юпитера. По своему положению планета соответствует "горячим юпитерам", но обладает массивным ядром из тяжелых элементов, до 0,7 всей ее массы, которая достигает 1,2 массы Сатурна (115 масс Земли). Угол i= 85о между осью орбиты и направлением на Землю оценили по данным о длительности транзитов, поэтому в эксперименте найдена практически полная масса экзопланеты. Ее период ("год") составляет 2,8766 суток, радиус орбиты всего в шесть раз больше радиуса самой звезды.
Модели, опирающиеся на данные о массе и радиусе, указывают на гигантское, по сравнению с Юпитером, ядро HD 149026 b из плотных составляющих, с массой около 67 масс Земли, со средней плотностью ядра около 5,5 г/см3. Столь парадоксальный вывод трудно объяснить в рамках теорий образования планет. Чтобы объяснить образование HD 149026 b, привлекаются аналогии с Нептуном, происхождение которого также во многом неясно.
Обнаружены несколько низкоорбитальных планет, которые получили временное название "очень горячий юпитер". OGLE TR-56, самый короткопериодический "горячий юпитер" из всех известных, с периодом 1,2 суток, также был найден в ходе эксперимента OGLE III. Немногочисленные измерения показывают, что масса планеты М = 1,45 Mю, а большая полуось орбиты 0,0225 а. е., то есть только 3,3 млн км, или 0,02 а. е. Родительская звезда (которая относится к солнечному типу) видна с такого расстояния под углом 24о, в 50 раз больше Солнца.
К типу "очень горячих юпитеров" с наблюдаемыми транзитами относится и одна из последних открытых экзопланет, HD 189733 b. Ее период всего 2,219 суток, а радиус орбиты составляет 0,0313 а. е. Глубина ослабления потока от звезды при транзитах планеты рекордная, 3%. Звезда HD 189733 находится гораздо ближе к Земле, чем HD 209458, – на расстоянии 19,3 пк.
Первые наблюдения транзитов планеты HD209458 b, выполненные в 2000 году наземными средствами (а) и с орбитальной обсерватории HST(б).
Сравнение плотности планеты HD209458 b, Юпитера и Сатурна.
ПОИСК ТРАНЗИТОВ У ЗВЕЗД ШАРОВОГО СКОПЛЕНИЯ 47 TUC
Поиск транзитов "методом тыка" очень утомителен и нерезультативен. Весьма привлекательной кажется идея поиска транзитов в близких шаровых скоплениях звезд, где в небольшом (по небесным меркам) объеме сосредоточены сотни тысяч звезд. Поскольку для планет на низких орбитах вероятность такого расположения плоскости кеплеровской орбиты, при котором будут наблюдать ся регулярные транзиты, составляет более 6%, перспективы поиска кажутся заманчивыми. В 2000 году группа Р. Джиллиланда предприняла поиск транзитов у звезд в шаровом звездном скоплении 47 Tuc, используя орбитальный телескоп им. Хаббла. Скопление 47 Tuc относится к близким (расстояние 4 кпк), компактным и удобно расположенным объектам. Исследованиями были охвачены 34 тысячи звезд главной последовательности, до 24 звездной величины. По предварительной оценке, предполагалось найти 17 объектов с транзитами, но ни одного обнаружить не удалось.
Поиск транзитов в том же скоплении 47 Tuc повторили в 2002 году при помощи телескопа Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались в основном солнцеподобные звезды в пределах от 17 до 18,5 звездной величины (очень слабые). Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2,5 часа, вероятность их обнаружить оценивалась в 7%. Суммарное время наблюдений было в четыре раза больше, чем в первом случае. Исследованиями охватили около 36 тысяч звезд, ожидая найти 20 объектов с транзитами. Как ни странно, результат, в пределах ошибок, снова оказался отрицательным.
Технические причины отрицательного результата, по-видимому, исключены. Парадоксальное, но вполне возможное объяснение заключается в том, что таково свойство звезд в шаровых скоплениях: они могут не иметь планет. Причины могут быть разными, например взаимные гравитацион ные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. На более общую причину указал Дж. Гонзалес, который полагает, что ею может быть низкая "металличность" звезд скопления. Металличность звезд – содержание тяжелых элементов, повышенное или пониженное по сравнению с Солнцем. Статистически почти все звезды с планетными системами имеют повышенную металличность.
"КОРИЧНЕВЫЕ", ИЛИ ИНФРАКРАСНЫЕ, КАРЛИКИ
Экзопланеты с очень большой массой, около десяти масс Юпитера (например, HD 168443 b, HD 114762 b, HD 89744 b), вероятно, относятся к "коричневым", или инфракрасным, карликам. Поиск таких карликовых "несостоявшихся" звезд велся давно. Ш. Кумар, который предложил название "коричневые карлики", работал над их теорией с 1958 года. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода – это "мотор" всех нормальных звезд, включая Солнце. Но если масса формирующейся звезды составляет не более 4% солнечной, положение осложняется: возможна только термоядерная реакция "горения" дейтерия, а условия для "горения" водорода не выполняются; если же масса звезды очень мала, менее 0,013 массы Солнца (или менее 13 масс Юпитера), термоядерные реакции в ней вообще не возникают. Термоядерная реакция на основе дейтерия действует кратковременно и дает сравнительно мало энергии, поэтому установить наличие реакции у таких слабых объектов, как "коричневые карлики", трудно. (Следует добавить, что, если масса тела очень велика и достигает 63 Mю, в нем может возникнуть термоядерная реакция на основе изотопов лития.)
Планетами такие тела назвать нельзя, но и звездами они не становятся, а постепенно сжимаются до размеров, меньших Юпитера, причем более массивные карлики имеют меньшие размеры. За счет сжатия долго поддерживается умеренно высокая температура поверхности, до 1300 К (в то время как у самых холодных звезд температура поверхности составляет не менее 2000 К). Продолжительность жизни инфракрасных карликов очень велика, не менее миллиарда лет. Впервые настоящий инфракрасный карлик был найден Д. Латамом и его коллегами в 1989 году у звезды HD 114762. Для него параметр Msini = 11 Mю, а реальная масса может достигать нескольких десятков масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0,33). Такие тела могут находиться на "нормальных" экзопланетных орбитах. В 1998 году А. Бьюроуз исследовал вероятные физические характеристики таких объектов на примере другого инфракрасного карлика, Gliese 229 b, имеющего эффективную температуру около 950 К. Его период около 200 лет и Msini = 40 Mю.
Благодаря особенностям спектра излучения "коричневый карлик" Gliese 229 b удалось сфотографировать в инфракрасных лучах. Инфракрасные карлики, по-видимому, и сами могут иметь планеты. На инфракрасном снимке системы "коричневого карлика" 2M1207 белый яркий объект – это сам "карлик", а красный – его планета, удаленная в десять раз дальше, чем Юпитер от Солнца, что и позволило сделать такой снимок (см. "Наука и жизнь" № 11 2006, фото 5).
Разными группами исследователей найдено около десятка тел с массами до 60 масс Юпитера. Парадокс, однако, в том, что их должно быть гораздо больше, и не только потому, что их легче обнаружить. Инфракрасными карликами обладают не более 1% исследованных звезд. Но их очень много в областях интенсивного звездообразования, например в широко известной туманности Ориона.
Вероятное внутреннее строение экзопланеты HD149026 b в сравнении с Юпитером. Высокая средняя плотность (около 1 г/см3) указывает на новый тип короткопериодических экзопланет.
Горячие и холодные (высокоорбитальные) планеты-гиганты, несомненно, интересны, но что можно сказать о поисках планет типа Земли? К сожалению, почти ничего. Чувствительность МЛС позволяет уверенно находить внесолнечные планеты-гиганты, но до задачи обнаружить планету земного типа чувствительность метода не дотягивает примерно в 30 раз. В недалеком будущем появятся новые способы обнаружения внесолнечных планет с массой Земли, но пока их нет. Все же положение небезнадежно. Предполагается, что готовящиеся космические миссии KEPLER, COROT и GAIA смогут исследовать десятки тысяч звезд с фотометрической точностью до 0,00001 и обнаружить у них множество планетных объектов с транзитами. Согласно плану миссии, только аппарат KEPLER за четыре года работы сможет исследовать 100 тысяч звезд. Точность метода будет достаточной для обнаружения транзитов планетных тел даже с размерами Земли, в отношении которых существующие наземные технические средства пока бессильны. В этих проектах будут использованы и другие методы кроме МЛС.
