WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:   || 2 | 3 | 4 |

«Результаты поиска кандидатов в транзитные экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал Коуровской астрономической обсерватории ...»

-- [ Страница 1 ] --

Министерство образования и наук

и Российской Федерации

Федеральное государственное автономное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

”Уральский федеральный университет имени первого Президента России

Б. Н. Ельцина”

На правах рукописи

Бурданов Артем Юрьевич

Результаты поиска кандидатов в транзитные

экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал

Коуровской астрономической обсерватории

01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия



Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель:

д. ф.-м. н., доцент Кузнецов Эдуард Дмитриевич Екатеринбург – 2015

СОДЕРЖАНИЕ

Список таблиц

Список иллюстраций................................... 4 Введение.......................................... 5 1 Методы поиска экзопланет

1.1 Метод лучевых скоростей

1.2 Метод транзитной фотометрии.......................... 22 2 Kourovka Planet Search: наблюдения и методы обработки данных....... 31

2.1 Телескоп МАСТЕР–II–Урал............................ 32

2.2 Ожидаемое отношение сигнал/шум при наблюдениях транзитов экзопланет 35

2.3 Предполагаемая эффективность поиска транзитных экзопланет....... 36

2.4 Источники ошибок, влияющие на качество фотометрических данных.... 38

2.5 Наблюдения транзитов известных экзопланет................. 46

2.6 Наблюдения областей TF1 и TF2 с целью поиска новых транзитных экзопланет 50

2.7 Методы обработки полученных данных

2.8 Итоговая фотометрическая точность....................... 68

2.9 Поиск транзитных сигналов............................ 69 3 Открытые кандидаты в транзитные экзопланеты и новые переменные звезд. 71

3.1 Кандидат KPS-TF1-3154.............................. 72

3.2 Кандидат KPS-TF1-19251

3.3 Кандидат KPS-TF2-11789

3.4 Список

–  –  –

СПИСОК ТАБЛИЦ

1.1 Сводная информация о наземных проектах по поиску транзитных экзо­ планет методом транзитной фотометрии................... 23

–  –  –

3.1 Параметры найденных кандидатов в транзитные экзопланеты...... 71

3.2 Информация о телескопах, принимавших участие в дополнительных на­ блюдениях кандидатов в транзитные экзопланеты............. 72 А.1 Список новых переменных звезд, открытых в областях TF1 и TF2.... 101

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

–  –  –

3.5 Нормализованные спектры компонентов, образующих кандидата в тран­ зитные экзопланеты KPS-TF1-3154, полученные на 6-метровом телескопе САО РАН. Для большей наглядности спектр менее яркого компонента В сдвинут по шкале интенсивности к спектру более яркого компонента А. 75

3.6 Вторичный минимум кандидата в экзопланеты KPS-TF1-3154, получен­ ный на телескопе C11 EdgeHD SCT (280 mm f/10)............. 76

3.7 Периодограмма, полученная методом BLS, для кандидата KPS-TF1-19251 77

3.8 Фазовая кривая блеска кандидата KPS-TF1-19251............. 77

3.9 Единичный транзит кандидата в экзопланеты KPS-TF1-19251, получен­ ный на 60-см телескопе Торуньского астрономического центра (Польша) 78

3.10 Изображение кандидата в транзитные экзопланеты KPS-TF1-19251, по­ лученное на 6-метровом телескопе САО РАН................ 79

3.11 Спектры компонентов, образующих кандидата в транзитные экзопланеты KPS-TF1-19251, полученные на 6-метровом телескопе САО РАН..... 80

3.12 Изображение кандидата в транзитные экзопланеты KPS-TF1-19251, по­ лученное на спекл-интерферометре 6-м телескопа САО РАН.......

3.13 Фазовая кривая блеска кандидата KPS-TF2-11789............. 82

3.14 Единичный транзит кандидата в экзопланеты KPS-TF2-11789, получен­ ный c помощью телескопа МТМ-500 ГАС ГАО РАН............ 83

3.15 Изображение кандидата в транзитные экзопланеты KPS-TF2-11789, по­ лученное c помощью телескопа МТМ-500 ГАС ГАО РАН......... 84





3.16 Вторичный минимум кандидата в транзитные экзопланеты KPS-TF2-11789, полученный на телескопе MTM-500 ГАС ГАО РАН............. 85

3.17 Спектр низкого разрешения кандидата в транзитные экзопланеты KPS­ TF2-11789, полученный на спектрографе ANNA 1.2-м телескопа Коуров­ ской обсерватории................................

3.18 Фазовая кривая блеска звезды 2MASS 20295743+5017071 с периодом 0. 035 d

–  –  –

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность работы Открытие и исследование планет вне Солнечной системы (экзопланет) — это одна из наиболее активно развивающихся областей современной астрономии. Всего за 20 лет, прошедших с момента первого обнаружения экзопланеты около звезды солнеч­ ного типа [1], было открыто несколько тысяч внесолнечных планет у звезд различных типов [2]. Сделанные открытия выявили большое разнообразие наблюдаемых парамет­ ров внесолнечных систем и их родительских звезд, таких как масса и период обращения экзопланеты, эксцентриситет, большая полуось и наклонение орбиты экзопланеты к оси вращения звезды, масса, блеск и металличность родительской звезды.

Из 1900 экзопланет, известных к началу 2015 г., около 1200 являются транзит­ ными. В случае транзитных внесолнечных планет родительская звезда, экзопланета и наблюдатель расположены таким образом, что для наблюдателя на Земле периоди­ чески происходит как прохождение экзопланеты по диску звезды (транзит), так и ее покрытие звездой. Регистрируемое падение блеска звезды при транзите экзопланеты за­ висит от размеров планеты и родительской звезды. При прохождении по диску звезды солнечного типа экзопланеты с земными размерами соответствующее падение блеска (глубина транзита) составит порядка 0. 001. При транзитах газовых гигантов падение m блеска будет порядка 0. 01 [3]. При известном радиусе звезды метод транзитной фо­ m тометрии позволяет определить размеры внесолнечной планеты. Одним из главных результатов, получаемых из транзитной кривой блеска, является наклонение орбиты экзопланеты. Это значение дает возможность узнать истинную массу экзопланеты, устранив неопределенность в значении sin, получаемом методом лучевых ско­ ростей. Зная массу экзопланеты и ее размер, можно определить среднюю плотность экзопланеты и тем самым провести ее классификацию.

Уже открытые внесолнечные планеты и их первичное распределение по типам (железо-каменные, ледяные, газовые экзопланеты) — это лишь ”верхушка айсберга”, к тому же обремененная эффектами селекции каждого из методов поиска. Так, если хотя бы 10% звезд солнечного типа обладают массивными, схожими с Юпитером планетами и 3% имеют землеподобные планеты, то общее число экзопланет в нашей Галактике можно оценить в миллиарды [3, 4].

Некоторые из аспектов формирования и эволюции внесолнечных планет (на­ пример, рост частиц размером в несколько сантиметров до планетезималей размером в 1 км) остаются не до конца понятыми [5]. Но сейчас становится возможным рас­ смотрение экзопланет как популяции, которая ставит статистические ограничения на теоретические модели формирования внесолнечных планет. Поэтому каждая новая от­ крытая экзопланета с надежно определенными характеристиками будет увеличивать эту популяцию и вносить вклад в развитие планетного популяционного синтеза — ме­ тода, в котором синтетические популяции экзопланет сравниваются с наблюдаемыми [6].

Вместе с тем, поиск новых транзитных экзопланет необходим и для определения более точной границы между поздними карликами спектрального класса М ( 80, где — масса Юпитера), коричневыми карликами (13 80 ) и планетами газовыми гигантами ( 13 ), так как все эти объекты имеют схожие размеры.

Помимо прочего, уже в настоящее время могут исследоваться атмосферы тран­ зитных экзопланет типа ”горячий юпитер” [7]. Вероятнее всего, с развитием наблюда­ тельных технологий вскоре будет возможным выявление биомаркеров в атмосферах экзопланет, находящихся в зонах обитаемости своих родительских звезд. В конечном итоге это позволит выяснить, существуют ли проявления известной нам жизни за пре­ делами Земли.

Кроме того, открытие новых транзитных экзопланет с помощью фотометри­ ческих обзоров неба будет неизбежно сопровождаться обнаружением большого числа новых переменных звезд. Переменные звезды дают возможность изучать не только ос­ новные характеристики звезд, но и их строение и эволюцию. Они также важны для исследования строения и эволюции различных звездных систем и позволяют опреде­ лять расстояние до них.

Цель диссертационной работы

1) организация и проведение фотометрического обзора с помощью телескопа МАСТЕР–II–Урал Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерально­ го университета с целью поиска кандидатов в транзитные экзопланеты типа ”горячий юпитер” в диапазоне блеска родительских звезд от 11m до 14m в фильтре R;

2) создание системы обработки и анализа фотометрических данных, позволя­ ющей регистрировать и находить периодические падения блеска звезд в 0. 01 0. 02 в m m длинных неравномерных рядах фотометрических данных;

3) организация дополнительных наблюдений открытых кандидатов в транзит­ ные экзопланеты с последующим анализом наблюдательных данных.

Научная новизна Большинство наземных фотометрических обзоров, направленных на поиск тран­ зитных экзопланет типа ”горячий юпитер”, не имеют возможности уверенно регистриро­ вать транзиты у родительских звезд слабее 13. 0 в полосе R. Телескоп МАСТЕР–II–Урал m (400 мм f/2.5) обладает оптимальными параметрами для поиска таких планет у ро­ дительских звезд от 11. 0 до 14. 0. Ожидаемая при этом глубина транзита составляет m m

–  –  –

ражения 1. 8/пиксель позволяет наблюдать с высокой фотометрической точностью обла­ сти неба с большой концентрацией звезд, расположенные в плоскости Галактики.

Суще­ ствующие наземные широкопольные обзоры, как правило, избегают плотных участков плоскости Галактики во избежание ”слипания” звезд и сопутствующих сложностей фо­ тометрической обработки. Поэтому телескоп МАСТЕР–II–Урал был использован для проведения Коуровского Поиска Планет — Kourovka Planet Search (KPS). На данный момент, обзор KPS является единственным проектом широкопольного поиска транзит­ ных экзопланет, организованным на территории России.

В рамках обзора KPS в период с 2012 г. по 2014 г. впервые были проведены на­ блюдения двух областей Млечного Пути размером 2 2. Основной наблюдательный массив данных составляют 8000 кадров в фильтре R, полученные за 80 наблюдатель­ ных ночей. В результате было найдено 3 кандидата в экзопланеты с глубинами транзита около 0. 02 и периодом обращения около 1d и 400 новых переменных звезд из 38000 фо­ m тометрируемых звезд. Проведены дополнительные фотометрические, спектральные и спекл-интерферометрические наблюдения найденных кандидатов в транзитные экзо­ планеты, которые оказались астрофизическими ложноположительными кандидатами (вероятнее всего, затмевающие тела не имеют планетной природы).

Практическая значимость Созданная система обработки и анализа данных уже используется для обработ­ ки любых фотометрических наблюдений, получаемых на телескопе МАСТЕР–II–Урал.

Система может быть использована и для обработки данных, полученных на других телескопах. Так, в результате обработки 7000 кадров, полученных в фильтре R в люби­

–  –  –

0. 02. В потоковом режиме система выполняет процедуры фотометрической калибров­ m ки кадров в пакете IRAF [8], создания WCS–шапки в пакете Astrometry.net [9], апер­ турной фотометрии в пакете IRAF и дифференциальной фотометрии в разработанной программе Astrokit [10]. Дифференциальная фотометрия звезд поля выполняется с по­ мощью индивидуальных ансамблей опорных звезд сравнения, которые близки по блеску и положению на кадре. При использовании десяти и более опорных звезд в ансамбле становится неважным различие их спектральных классов и спектрального класса изу­ чаемого объекта;

2) результаты анализа дополнительных фотометрических, спектральных и спекл­ интерферометрических наблюдений найденных кандидатов в транзитные экзопланеты;

Показано, что вероятнее всего, открытые кандидаты в экзопланеты являются пред­ ставителями самых распространенных типов астрофизических ложноположительных кандидатов — объектов, кривые блеска которых имитируют наличие транзитной вне­ солнечной планеты, обращающейся вокруг родительской звезды;

3) список открытых переменных звезд; было найдено около 400 ранее неизвест­ ных переменных звезд, в том числе одна вспышка карликовой Новой звезды USNO-B1.0 1413-0363790 [11].

Степень достоверности и апробация работы Научные результаты и выводы, полученные в работе, достоверны, так как ос­ нованы на наблюдательных данных высокого качества и современных апробированных методиках обработки и анализа данных. Сравнение полученных результатов с опублико­ ванными результатами других проектов по поиску транзитных экзопланет показывает общую согласованность, что также является подтверждением достоверности получен­ ных результатов.

Результаты работы обсуждались на объединенных научных семинарах кафед­ ры астрономии и геодезии и Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета, а также были представлены на следующих научных кон­ ференциях:

— 41-я Международная студенческая научная конференция ”Физика космоса”, Коуровская астрономическая обсерватория УрФУ, Екатеринбург, 30 января–03 февраля 2012 г.;

— 2012 Sagan Exoplanet Summer Workshop ”Working with Exoplanet Light Curves”, NASA Exoplanet Science Institute, Pasadena, 23–27 July 2012;

— ”20th Young Scientists’ Conference on Astronomy and Space Physics”, National Shevchenko University of Kyiv, Ukraine, Kyiv, 22–27 April, 2013;

— Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаменталь­ ной физике ”Физические процессы в космосе и околоземной среде” / XIII Конференция молодых ученых ”Взаимодействие полей и излучения с веществом”, Институт солнечно­ земной физики СО РАН, Иркутск, 9–14 сентября 2013 г.;

— 5-я Пулковская молодежная астрономическая конференция, Главная (Пул­ ковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, 09–11 июня 2014 г.;

Публикации по результатам работы

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

1) Burdanov A. Y., Krushinsky V. V., Popov A. A. Astrokit—an efficient program for high-precision differential CCD photometry and search for variable stars // Astrophysical Bulletin. — 2014. — Vol. 69. — P. 389–398.

2) Иванов К. И., Бурданов А. Ю., Попов А. А., Крушинский В. В. Дополнитель­ ные фотометрические наблюдения кандидатов в транзитные экзопланеты MASTER-1b и MASTER-2b // Известия Иркутского государственного университета. — 2013. — Т. 6, № 2. — C. 104–113.

3) Burdanov A. Y., Popov A. A., Krushinsky V. V., Ivanov K. I. Two Transiting Exoplanet Candidates in Cygnus from the MASTER Project // Peremennye Zvezdy. — 2013.

— Vol. 33, № 2. — P. 1–5.

4) Gorbovskoy E. S., Lipunov V. M., Kornilov V. G. et al. The MASTER-II network of robotic optical telescopes. First results // Astronomy Reports. — 2013. — Vol. 57, № 4.

— P. 233–286.

5) Burdanov A. Y., Krushinsky V. V., Denisenko D. et al. Discovery of Possible Dwarf Nova in Cygnus USNO-B1.0 1413-0363790 // Peremennye Zvezdy Prilozhenie. — 2012. — Vol. 12, № 24.

6) Бурданов А. Ю. Техника прецизионной ПЗС–фотометрии на телескопе МА­ СТЕР–II–УРАЛ Коуровской астрономической обсерватории для изучения экзопланет // Физика космоса. —Тр. 41-й Международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв.—3 февр. 2012 г. — Екатеринбург : Изд-во Урал. ун-та, 2012. —С. 217.

Личный вклад автора Автором работы рассмотрены основные источники ошибок, влияющие на ре­ зультирующую точность дифференциальной апертурной ПЗС–фотометрии как на эта­ пе получения данных, так и на этапе постобработки. На телескопе МАСТЕР–II–Урал проведены наблюдения транзитов известных экзопланет с точностью не хуже 0. 007 и m глубиной транзита порядка 0. 01.

m Автором организован и проведен фотометрический обзор с помощью телескопа МАСТЕР–II–Урал с целью поиска новых транзитных внесолнечных планет. Выполнен отбор наблюдательных площадок и планирование роботизированных наблюдений. Со­ здана система обработки и анализа фотометрических данных, которая позволяет ре­ гистрировать и находить периодические падения блеска звезд 0. 01 0. 02 в длинных m m неравномерных рядах данных. На основании полученных данных осуществлен поиск кандидатов в транзитные экзопланеты и новых переменных звезд.

В целях подробного исследования характеристик обнаруженных кандидатов ор­ ганизованы их дополнительные наблюдения. Проведены дополнительные фотометриче­ ские наблюдения найденных кандидатов на телескопе МАСТЕР–II–Урал. Выполнена фотометрическая обработка наблюдательных данных, полученных на других телеско­ пах. Произведен анализ результатов спектральных и спекл-интерферометрических на­ блюдений открытых кандидатов в транзитные экзопланеты.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка использован­ ных источников (93 наименования) и одного приложения. Объем работы составляет 116 страниц машинописного текста, включая приложение, список литературы, 46 рисунков и 9 таблиц.

Введение содержит основные цели диссертационной работы, обоснование ее актуальности, научной новизны и практической значимости. Также приведены положе­ ния, выносимые на защиту, публикации по результатам работы, список конференций и семинаров, где проходила апробация работы. Рассматривается личный вклад автора, структура, объем и содержание диссертации.

Глава 1 посвящена общему обзору основных методов поиска внесолнечных пла­ нет.

В разделе 1.1 более детально рассмотрен спектральный метод поиска экзопланет (метод лучевых скоростей). Метод основан на регистрации периодических изменений лучевой скорости звезды при ее движении по эллиптической орбите вокруг центра масс системы звезда–экзопланета. Отмечено, что этот метод чувствителен к массивным эк­ зопланетам на близких эксцентричных орбитах около маломассивных звезд. Данным фактом объясняется наблюдательный эффект селекции, в результате которого сначала были найдены только ”горячие юпитеры” — массивные внесолнечные планеты на близ­ ких орбитах. Метод позволяет оценить только минимальную массу экзопланет sin у ярких звезд с достаточным количеством линий в спектре.

В разделе 1.2 представлен самый успешный метод поиска экзопланет — метод транзитной фотометрии, основанный на регистрации изменения потока излучения от родительской звезды во время прохождения экзопланеты по ее диску. Рассмотрены существующие и запланированные проекты по поиску транзитных экзопланет. Подраз­ дел 1.2.1 посвящен физическим характеристикам системы звезда–экзопланета, которые возможно получить из транзитной кривой блеска. Отмечено, что методы транзитной фотометрии и лучевых скоростей взаимодополняемы. Одним из главных результатов, получаемых из транзитной кривой блеска, является наклонение орбиты экзопланеты. Это значение позволяет узнать истинную массу экзопланеты, устранив неопре­ деленность в значении sin, получаемом методом лучевых скоростей. Зная массу экзопланеты и ее размер, становится возможным определить среднюю плотность экзо­ планеты и провести классификацию планетного объекта. В подразделе 1.2.2 обсуждает­ ся вероятность наблюдения транзита экзопланеты, которая в случае круговой орбиты экзопланеты определяется как * /, где — большая полуось орбиты экзопланеты, * — радиус звезды.

Глава 2 посвящена наблюдениям и методам обработки данных, полученных в рамках обзора по поиску транзитных экзопланет Kourovka Planet Search.

Раздел 2.1 содержит технические характеристики и описание телескопа МА­ СТЕР–II–Урал, который использовался для проведения обзора.

В разделе 2.2 обсуждается ожидаемое отношение сигнал/шум при наблюдениях транзитов экзопланет с использованием инструмента с конкретными характеристика­ ми. Телескоп МАСТЕР–II–Урал обладает параметрами, делающими возможным поиск транзитных внесолнечных планет типа ”горячий юпитер” в диапазоне родительских звезд от 11. 0 до 14. 0 в полосе R.

m m В разделе 2.3 представлены оценки предполагаемой эффективности поиска тран­ зитных экзопланет с помощью телескопа МАСТЕР–II–Урал. При наблюдении в тече­ ние 40 ночей одной области небесной сферы размером 2 2, лежащей в плоскости Галактики, предполагается открыть около двух транзитных экзопланет типа ”горячий юпитер”.

В разделе 2.4 рассматриваются основные источники ошибок, влияющие на каче­ ство фотометрических данных. В подразделе 2.4.1 обсуждается фотонный шум источ­ ника. Подраздел 2.4.2 рассматривает шумы ПЗС–камеры: шум считывания, темновой шум, эффект нелинейности ПЗС, попиксельные и внутрипиксельные вариации чувстви­ тельности. Подраздел 2.4.3 посвящен влиянию атмосферы Земли на точность фотомет­ рических наблюдений: обсуждается влияние рассеяния света, поглощение света, звезд­ ные мерцания. Отмечено, что основным фактором, ухудшающим результирующую точ­ ность фотометрии, является фон неба в условиях засветки Луной и/или повышенной искусственной засветки, а также изменение атмосферной экстинкции со временем. В случае наблюдений ярких объектов с короткими экспозициями также сказывается фо­ тонный шум источника.

В разделе 2.5 рассматриваются наблюдения транзитов известных экзопланет с помощью телескопа МАСТЕР–II–Урал. Показано, что телескоп позволяет уверенно регистрировать транзиты известных экзопланет типа ”горячий юпитер”, что делает этот инструмент способным открывать новые транзитные экзопланеты.

Раздел 2.6 содержит информацию о проведенных наблюдения двух участков Млечного Пути размером 2 2 с целью поиска новых транзитных экзопланет.

Один из участков (TF1) находится в созвездии Лебедя, второй участок (TF2) — в созвез­ дии Андромеды. Основной наблюдательный массив данных составляют 8000 кадров в фильтре R, полученные за 80 наблюдательных ночей.

В разделе 2.7 рассмотрены методы обработки наблюдательных данных. Полу­ ченный объем данных составил несколько терабайт, что требует автоматической пото­ ковой обработки. В подразделе 2.7.1 показана процедура фотометрических калибровок с использованием кадров плоского поля и кадров темнового тока. В подразделе 2.7.2 представлена процедура апертурной фотометрии. С помощью задания PHOT пакета IRAF на каждом кадре выполнялась апертурная фотометрия с индивидуальными зна­ чениями апертуры и фона неба для каждого кадра. Для этого использовался каталог объектов, созданный с помощью каталога 2MASS [12] и содержащий экваториальные координаты звезд и их порядковый номер. Для первой площадки входной каталог со­ держит 23000 звезд, для второй площадки — 15000 звезд. Подраздел 2.7.3 описыва­ ет разработанную программу Astrokit и содержит результаты исследования методики дифференциальной фотометрии с помощью ансамблей звезд сравнения, реализованной в программе. Использование тесного ансамбля звезд сравнения при проведении диффе­ ренциальной фотометрии позволяет учесть неравномерности рядов данных, вызванные локальными изменениями прозрачности атмосферы, вариациями фона неба, а также уменьшает вклад звездных мерцаний в бюджет ошибок получаемых величин блеска [13, 14]. При использовании более 10 опорных звезд в близком ансамбле сравнения, ста­ новится несущественным отличие их спектральных классов от спектрального класса объекта. Тем не менее, для достижения наибольшей точности остается важным неболь­ шое различие в блеске (не более 2m ) и положение звезд ансамбля относительно объекта (удаление не более 5 –7 ).

В разделе 2.8 представлены результаты фотометрической обработки данных.

Получено, что наилучшая фотометрическая точность телескопа МАСТЕР–II–Урал бы­ ла достигнута в фильтре R. Для площадки TF1 она составила от 0. 005 до 0. 05 для m m звезд от 11m до 16m соответственно. Для области TF2 — от 0. 005 до 0. 06 для звезд m m от 11m до 16m соответственно. Для каждого набора данных были отобраны ”малошум­ ные” звезды, стандартное отклонение блеска которых по всей серии наблюдений меньше m 0. 01.

Раздел 2.9 содержит описание используемого метода поиска периодичностей в кривых блеска ”малошумных” звезд.

Для поиска транзитных сигналов кривые блес­ ка анализировались методом BLS (Box–fitting Least Squares [15]). Найденные периоды изменений блеска звезд с высоким отношением сигнал/шум на периодограмме исполь­

–  –  –

дельно.

Глава 3 посвящена трем открытым кандидатам в транзитные экзопланеты и новым переменным звездам.

Раздел 3.1 содержит исследование первого кандидата KPS-TF1-3154, имеющего затмения с периодом 0.

847, глубиной около 0. 02 и продолжительностью около 2h. Вы­ d m яснено, что кандидат KPS-TF1-3154 представляет собой визуально двойную систему с более ярким компонентом А (у которого происходят затмения) и менее ярким компо­ нентом B. Спектральные наблюдения показали, что яркий компонент А представляет собой звезду спектрального класса G8V, менее яркий В — также G8V. Последующие фотометрические наблюдения в теоретический момент вторичного минимума выявили падение блеска в 0. 009 продолжительностью 1. 7. Таким образом, кандидат в тран­ m h зитные экзопланеты KPS-TF1-3154 вероятнее всего является ложноположительным и представляет собой затменную переменную звезду. V-образность кривых блеска свиде­ тельствует о частном затмении.

Раздел 3.2 содержит исследование второго кандидата KPS-TF1-19251, который имеет затмения с периодом 0.

98. Дополнительные фотометрические наблюдения вы­ d

–  –  –

2. 5. Было выяснено, что кандидат KPS-TF1-19251 также представляет собой визуаль­ h но кратную систему, состоящую из двух звезд примерно равного блеска и отстоящих друг от друга на 1. 3. Основываясь на спектральных данных, выяснилось, что более яр­ кий компонент А — это карлик класса G2, более слабый компонент B — карлик класса K0. Падения блеска в предсказанные моменты времени, соответствующие вторичному минимуму, выявлены не были (определено по фотометрическим наблюдениям с точ­ ностью 0. 003). Основываясь на спекл-интерферометрических данных, было уточнено, m что слабый компонент системы B является визуально двойной системой и содержит компонент С.

По имеющимся данным невозможно определить, у какой звезды происходят пе­ риодические падения блеска. Но были последовательно оценены ”истинные” глубины затмений каждого из компонентов этой визуально тройной системы. Под ”истинной” глубиной затмения понимается величина падения блеска одного из компонентов, кото­ рая была бы наблюдаема в отсутствии других звезд в апертуре.

Если затмения происходят у звезды А, то истинная глубина затмения была бы около 0. 05. Подобные падения блеска не характерны для транзитов внесолнечных пла­ m нет. Если предположить, что такое падение блеска вызывает планета, вращающаяся около звезды G2V, то ее радиус был бы равным 2.2 радиуса Юпитера. Если затмения происходят у звезды В или С, то тогда истинные глубины затмения были бы равными

0. 08 или 0. 14 соответственно. Такая глубина также велика для того, чтобы затмеваю­ m m щий объект был экзопланетой. Вероятнее всего, система представляет собой затменную переменную звезду c большим наклонением орбиты, делающим видимым только один из минимумов. Окончательно прояснить природу затмевающего тела возможно с помо­ щью метода лучевых скоростей, то есть оценив его массу.

Раздел 3.3 посвящен исследованию третьего кандидата в транзитные экзопла­ неты KPS-TF2-11789.

Объект имеет затмения с периодом 1. 346, форма кривой блес­ d

–  –  –

образом, данный кандидат, вероятнее всего, также является астрофизическим ложно­ положительным и представляет собой затменную переменную звезду.

В разделе 3.4 представлены результаты поиска новых переменных звезд. Было найдено 300 ранее неизвестных переменных звезд в области TF1 и около 100 переменных звезд в области TF2. Среди найденных переменных звезд из области TF1 была открыта вспышка карликовой Новой звезды USNO-B1.0 1413-0363790 [11]. У некоторых звезд были обнаружены колебания блеска с амплитудой всего в 0. 005.

m В заключении приводятся основные полученные результаты, рассматривают­ ся возможные причины несоответствия предполагаемого количества открытых внесол­ нечных планет с фактическим. Как итог, предлагаются способы увеличения вероятно­ сти нахождения новых внесолнечных планет путем изменения тактики наблюдений.

В приложении А приведен список новых переменных звезд, открытых в об­ ластях TF1 и TF2.

1 Методы поиска экзопланет

Прежде чем рассматривать методы поиска экзопланет, определим объект поис­ ка — сформулируем определение термина ”экзопланета” (или ”внесолнечная планета”).

В 2006 г. Международный астрономический союз (МАС) принял официальное опреде­ ление понятия ”планета” [16]. Определение распространяется только на тела, входящие в нашу Солнечную систему и плохо применимо для экзопланет, так как отделяет ”плане­ ты” от более мелких тел (карликовых планет, комет и т.п.), которые еще не найдены во внесолечных планетных системах. На 2015 г. единственным определением ”внесолнеч­ ной планеты” является рабочее определение, сформулированное в 2001 г. и измененное в 2003 г. рабочей группой по экзопланетам МАС [17]. Это определение содержит следу­ ющие положения:

— экзопланетой считается объект, максимальная масса которого ниже предель­ ной массы, необходимой для начала термоядерного синтеза дейтерия (в настоящее вре­ мя этот предел определен как 13 для объектов солнечной металличности [18]), вра­ щающийся по орбите вокруг звезды или ее остатков независимо от того, как этот объект сформировался. Минимальная масса, необходимая для внесолнечных объектов, чтобы считаться экзопланетой должна быть достаточной для приведения объекта в состояние гидростатического равновесия;

— субзвездные объекты с массами, достаточными для начала термоядерного синтеза дейтерия, определяются как ”коричневые карлики” независимо от того, как они формируются и где расположены;

— свободно движущиеся объекты в молодых звездных скоплениях с массами ниже, чем необходимая масса для начала термоядерного синтеза дейтерия, не являются ”планетами”, но определяются как ”субкоричневые карлики”.

Современная история открытий экзопланет насчитывает всего около 25 лет. Но вероятнее всего, исторически первым заявлением о возможности существования пла­ нетной системы у другой звезды было сообщение капитана W. S. Jacob, астронома Мадрасской обсерватории, сделанное в 1855 г. [19]. По результатам астрометрических наблюдений в работе сообщалось о ”высокой вероятности” существования ”планетарного тела” в двойной системе 70 Oph. Суть примененного астрометрического метода поиска экзопланет заключается в точном измерении положения звезды на небе и определении, как это положение меняется со временем. Если вокруг звезды вращается экзопланета, то ее гравитационное воздействие на звезду приведет к тому, что и сама звезда будет двигаться по орбите вокруг общего центра масс системы, что выражается в изменении видимых экваториальных координат звезды. Величина углового смещения вследствие такого движения определяется как (1.1) =, * где — масса экзопланеты, — большая полуось орбиты экзопланеты относитель­ но центра масс системы звезда–экзопланета, * — масса звезды, — расстояние от наблюдателя до системы звезда–экзопланета.

Как видно, метод наиболее чувствителен к массивным экзопланетам с боль­ шими значениями больших полуосей орбит (следовательно, и с большими периодами обращения) у близких маломассивных звезд [3].

Влияние эффекта настолько мало, что необходимая астрометрическая точность должна быть порядка 10 106, чтобы выявить вклад экзопланеты на изменение ко­ ординат звезды на фоне собственного движения звезды, годичного параллакса и со­ путствующих ошибок измерений. Подобная точность является труднодоступной даже в наши дни, но теоретически достижима для космического проекта Gaia [20]. Неудиви­ тельно, что последующие наблюдения системы 70 Oph опровергли наличие в ней пла­ нетной системы [21]. Помимо звезды 70 Oph, высказывались предположения о наличии экзопланет у звезды Барнарда [22], Lalande 21185 [23] и у близкой холодной маломас­ сивной звезды VB10 [24], которые тоже не подтвердились. В настоящее время нет ни одной экзопланеты, открытой астрометрическим методом.

Первым неоспоримым открытием внесолнечной планеты было обнаружение пла­ нетного спутника пульсара PSR B1257+12, которое сделали A. Wolszczan и D. A. Frail в 1992 г. [25]. Позже, в 1993 г. была найдена экзопланета вблизи пульсара PSR B1620-26 [26, 27]. Описанные открытия были сделаны с помощью метода тайминга пульсаров, ос­ нованного на выявлении изменений в частоте радиоимпульсов, испускаемых пульсаром, при его движении вокруг центра масс системы пульсар–экзопланета. Метод позволяет обнаруживать экзопланеты, массы которых сравнимы с массой Земли. Главным недо­ статком метода является его ограниченная применимость из-за низкой распространен­ ности радиопульсаров в нашей Галактике, что дало астрономии только пять открытых

–  –  –

большой полуоси орбиты в 0.05 а.е.) и массой 0.47 около звезды 51 Peg, сделанное M. Mayor и D. Queloz в 1995 г. [1]. Открытие было сделано методом лучевых скоростей (или методом Доплера), заключающимся в спектроскопическом измерении колебаний лучевой скорости звезды при движении звезды вокруг центра масс системы звезда–экзо­ планета. Более детально метод будет рассмотрен в разделе 1.1.

Пять лет спустя, в 2000 г. было зафиксировано прохождение экзопланеты по диску родительской звезды HD 209458, положившее начало самому эффективному ме­ тоду поиску экзопланет — методу транзитной фотометрии [28, 29]. Подробное рассмот­ рение метода представлено в разделе 1.2.

Хронологически следующим методом поиска экзопланет, который дал надеж­ ные результаты, был метод гравитационного микролинзирования. В 2004 г. проекты OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment [30]) и MOA (Microlensing Observations in Astrophysics [31]) объявили об открытии первой экзопланеты, найденной этим мето­ дом [32]. Эффект линзирования обусловлен искривлением направления распростране­ ния электромагнитного излучения гравитационным полем массивного тела. Если звез­ да, выступающая в роли линзы, имеет экзопланету, то собственное гравитационное поле экзопланеты может внести заметный вклад в эффект микролинзирования излучения от звезды фона. Метод позволяет обнаруживать экзопланеты с минимальными массами порядка земной, а также, вероятно, находить экзопланеты, которые не связаны грави­ тационно с какой бы ни было звездой [33]. Еще одним достоинством метода является то, что экзопланеты могут обнаруживаться у звезд любых типов (отсутствует эффект селекции). Недостатком метода является тот факт, что событие линзирования не может повториться, так как вероятность повторного выстраивания на одной прямой Земли, звезды–линзы и звезды, у которой обнаружена экзопланета, крайне мала. На начало 2015 г. открыто 34 экзопланеты с помощью метода гравитационного микролинзирова­ ния [2].

C 2004 г. начинается отсчет открытым экзопланетам методом получения пря­ мых изображений. Первым объектом, найденным подобным образом, был спутник ко­ ричневого карлика 2M1207 [34]. Планетный статус спутника подтвержден в 2005 г. [35].

Метод получения прямых изображений чувствителен к экзопланетам больших размеров на значительном удалении от своей тусклой родительской звезды и имеющим высокую температуру. Суммарно этим методом найдена 51 планета [2].

На начало 2015 г. надежно известно о существовании около 1900 экзопланет [2]. На долю уже упомянутых методов поиска экзопланет (тайминг пульсаров, грави­ тационное микролинзирования и получение прямых изображений) приходится только около 2% от общего числа открытых экзопланет. Подавляющее большинство открытых объектов обнаружено методом лучевых скоростей (33% от общего числа известных эк­ зопланет) и методом транзитов (65% от общего числа известных экзопланет), речь о которых пойдет ниже.

Более детальный исторический обзор открытий внесолнечных планет дан в ра­ боте M. Perryman ”The history of exoplanet detection” [36].

1.1 Метод лучевых скоростей

Любая звезда, обладающая экзопланетой, будет двигаться по эллиптической орбите вокруг центра масс системы звезда–экзопланета. Подобное движение будет при­ водить к периодическим изменениям лучевой скорости звезды, которая может быть вычислена из смещения спектральных линий, вызванных эффектом Доплера:

(1.2) =, где — измеренная скорость звезды относительно наблюдателя вдоль луча зрения, — скорость света в вакууме, — смещение линии в спектре относительно ее лабора­ торного значения.

Присутствие возмущающего объекта (экзопланеты) может быть выявлено по вариациям лучевой скорости звезды со временем. Амплитуда вариаций несет ин­ формацию о массе возмущающего тела, а орбитальные параметры экзопланеты, такие как эксцентриситет орбиты и аргумент периастра могут быть получены из формы кривой лучевых скоростей звезды. Более точно кривая лучевых скоростей может быть определена как:

(1.3) () = 0 + (cos( + ()) + cos()), где 0 — лучевая скорость центра масс системы звезда–экзопланета, — амплиту­ да вариаций лучевой скорости звезды, — эксцентриситет орбиты экзопланеты, — аргумент периастра орбиты экзопланеты.

Истинная аномалия () определяет положение экзопланеты в момент времени и может быть вычислена, если известны орбитальный период, эксцентриситет орбиты и время прохождения периастра, которые получаются аппроксимацией уравнения (1.3). Амплитуда колебаний лучевой скорости звезды выражается как:

–  –  –

Метод лучевых скоростей чувствителен к массивным экзопланетам на близких эксцентричных орбитах около маломассивных звезд. Данным фактом объясняется на­ блюдательный эффект селекции, в результате которого сначала были найдены только ”горячие юпитеры” — массивные экзопланеты на близких орбитах. Метод позволяет оценить только минимальную массу экзопланет sin у ярких звезд с достаточным количеством линий в спектре.

Существует мало ранних упоминаний о том, что данный метод поиска планет у других звезд, в принципе, осуществим. Однако в своей работе от 1952 г. O. Struve упо­ минает о поиске внесолнечных планет с помощью метода лучевых скоростей, а также методом транзитной фотометрии и астрометрии [39].

Прецизионная калибровка длин волн является необходимым условием для до­ стижения высокой точности лучевых скоростей: с начала 1970-х точность определения скоростей возросла с нескольких км/c до 3 м/с в конце 1980-х – начале 1990-х [40].

Именно тогда и были совершены первые открытия, но в соответствующих публикаци­ ях заявления об открытии были сделаны с явной осторожностью и поэтому остались почти незамеченными. Три публикации того периода заслуживают явного внимания.

В 1988 г. B. Campbell и коллеги объявили о возможном существовании объекта с мас­ сой в 1.7 и периодом обращения 2.7 года около Cep [41]. В итоге экзопланета была подтверждена только в 2003 г. A. P. Hatzes и коллегами [42]. Вскоре после работы B. Campbell и коллег, D. W. Latham и др. объявили о наличии коричневого карли­ ка около звезды HD 114762, обращающегося с периодом в 84 дня и массой 11 [43].

Найденные параметры были подтверждены W. D. Cochran и коллегами [44], а затем уточнены R. P. Butler [45]. В 1993 A. P. Hatzes и W. D. Cochran сообщили о возможном спутнике с периодом 558d и массой 2.9 около гиганта класса К HD 62509 ( Gem) [46], в последствии подтвержденным 25-летней серией наблюдений A. P. Hatzes и коллег [47].

Открытие короткопериодической экзопланеты с периодом всего в 4. 2 и массой d

0.47 около звезды 51 Peg, сделанное M. Mayor и D. Queloz в 1995 г. [1], подверг­ лось большому сомнению. Некоторые авторы объясняли наблюдаемые эффекты с по­ мощью звездных пульсаций (например, D. Gray [48]). Но наличие экзопланеты было подтверждено группой из Ликской обсерватории. Эта группа вскоре также объявила об открытии новых планет около звезд 70 Vir [49] и 47 UMa [40].

Осознание того, что объекты с типичными массами планет существуют вокруг звезд главной последовательности, ознаменовало начало активной кампании по поиску экзопланет.

1.2 Метод транзитной фотометрии

Из 1900 экзопланет, известных к началу 2015 г., около 1200 являются тран­ зитными [2]. В случае транзитных экзопланет родительская звезда, экзопланета и на­ блюдатель расположены таким образом, что для наблюдателя на Земле периодически происходит как прохождение экзопланеты по диску родительской звезды (транзит), так и ее покрытие звездой. Иллюстрация подобной геометрической конфигурации показа­ на на рисунке 1.2. В случаях транзита и покрытия возможна регистрация изменения потока излучения от родительской звезды. Феномен транзита экзопланет аналогичен периодическим прохождениям Меркурия и Венеры по диску Солнца. При прохождении по диску звезды солнечного типа экзопланеты с земными размерами соответствующее падение блеска (глубина транзита) составит порядка 0. 001. При транзитах газовых m

–  –  –

при прохождении по диску карликов спектрального класса М [50] и значительно более глубокие падения блеска возможны в случае транзитов экзопланет по дисками белых карликов [51–53].

Рисунок 1.2 – Геометрическая конфигурация родительской звезды и экзопланеты, а также наблюдаемая при этом кривая блеска родительской звезды [54] Первый транзит экзопланеты, который удалось пронаблюдать, был транзитом ”горячего юпитера”, обращающегося вокруг звезды HD 209458.

Существование экзо­ планеты у этой звезды было известно из доплеровских наблюдений, но лишь в конце 1990-х стало известно, что эта экзопланета является транзитной. Впервые, подобные наблюдения выполнила группа астрономов под руководством G. W. Henry [28, 55] и независимо группа под руководством D. Charbonneau [29]. Наблюдения дали первые подтверждения того, что экзопланеты с массами порядка массы Юпитера на близких орбитах имеют размеры и плотности, сопоставимые с таковыми у газовых гигантов нашей Солнечной системы. Первой внесолнечной планетой, открытой с помощью ме­ тода транзитной фотометрии, а затем подтвержденной спектрально, была экзопланета OGLE-TR-56b [56]. Объект представляет собой ”горячий юпитер” с массой 0.9 на близкой орбите с большой полуосью в 0.023 а.е., обращающийся с периодом 1. 2. Транзи­ d ты экзопланеты OGLE-TR-56b сначала были обнаружены проектом по поиску событий гравитационного микролинзирования OGLE [30]. После описанных открытий появилось более десятка наземных фотометрических обзоров, нацеленных на поиск транзитных внесолнечных планет [57]. Наземные проекты, открывшие хотя бы одну экзопланету на начало 2015 г., а также планируемые обзоры, представлены в таблице 1.1. В таблице даны названия обзоров, параметры используемых телескопов (размеры апертуры D и поля зрения, количество пикселей в ПЗС–приемнике, масштаб изображения), сколько открыто экзопланет и соответствующие ссылки на описания проектов.

Таблица 1.1 – Сводная информация о наземных проектах по поиску транзитных экзопланет методом транзитной фотометрии

–  –  –

.59.59 Представленные в таблице 1.1 проекты можно условно поделить на несколько видов. Обзоры первого вида используют инструменты с малыми апертурами и боль­ шими полями зрения, позволяющие открывать транзитные экзопланеты около ярких и близких звезд. Например, это обзоры HATNet (Hungarian Automated Telescope Network) [61] и WASP (Wide Angle Search for Planets) [62], открывшие в сумме более 150 новых экзопланет. Яркие родительские звезды являются легко доступными для спектроско­ пических наблюдений с целью определения массы затмевающего компонента, а затем и последующего изучения транзитных экзопланет. Большие поля зрения и соответствую­ щий масштаб изображений накладывают ограничения на выбор областей неба, доступ­ ных для наблюдений такими обзорами. Следовательно, области с высокой плотностью звезд не будут наблюдаться подобными проектами.

Ко второму виду обзоров относятся более узкопольные инструменты, такие как PTF [69] и OGLE-III [30], которые могут обнаруживать транзиты у слабых и более далеких звезд в плоскости Галактики. В этом случае слабость блеска родительских звезд накладывает ограничения на спектроскопические наблюдения родительских звезд и увеличивает трудоемкость таких наблюдений.

Третий вид обзоров использует инструменты с большими апертурами и малыми полями зрения, например, APACHE [67] и MEarth [68]. Цель этих проектов — поиск эк­ зопланет, обращающихся около карликов спектрального класса М. Выбор этой группы звезд обусловлен тем, что размеры красных карликов меньше в сравнении со звездами других спектральных классов и поэтому транзиты землеподобных планет могут вы­ зывать падение блеска, которое может быть зафиксировано наземными телескопами [70, 71]. Кроме того, зоны обитаемости у таких звезд находятся ближе к звезде, и тем самым увеличивается вероятность того, что находящаяся в этой зоне экзопланета будет транзитной. Под зоной обитаемости понимается такая область около звезды, которая обеспечила бы существование воды в жидкой фазе на планете, находящийся в этой области.

Самыми успешными в деле поиска новых транзитных экзопланет стали косми­ ческие телескопы COROT (COnvection ROtation and planetary Transits) [72] и Kepler [73]. С помощью телескопа COROT была открыта первая суперземля — экзопланета, масса которой превышает массу Земли, но значительно меньше массы газовых гиган­ тов [74]. Телескопом Kepler было открыто около 1000 новых экзопланет, планетный статус которых подтвержден, и более 4000 кандидатов в экзопланеты, планетный ста­ тус которых пока не определен, но которые с высокой долей вероятности являются экзопланетами [75].

Среди упомянутых в таблице 1.1 проектов стоит отметить обзор ХО. В настоя­ щий момент этот проект является единственным обзором, объединяющим усилия про­ фессиональных астрономов, выполняющих поиск кандидатов в транзитные экзоплане­ ты, и астрономов–любителей, выполняющих дополнительные фотометрические наблю­ дения найденных кандидатов в экзопланеты.

1.2.1 Физические характеристики системы звезда–экзопланета, получаемые из транзитной кривой блеска Следуя работе Seager и Malln-Ornelas [76], рассмотрим транзитную кривую e блеска — изменение потока излучения звезды во время транзита экзопланеты. Пусть планета движется по диску звезды слева на право. Тогда под началом транзита будем понимать момент первого контакта — момент первого соприкасания диска звезды и экзопланеты. Во время второго контакта проекция диска экзопланеты начинает полностью находиться на диске звезды. Третий контакт происходит, когда диск экзопланеты начинает покидать диск звезды. Последний, четвертый контакт — мо­ мент последнего соприкасания дисков звезды и экзопланеты в течение рассмотренного транзита. В предположении, что эффект потемнения диска звезды к краю незначите­ лен, транзитная кривая блеска будет представлять собой трапецию (рисунок 1.3).

Под общей продолжительностью транзита будем понимать время, прошед­ шее между первым и четвертым контактами. Промежуток времени между вторым и третьим контактами соответствует так называемой ”плоской части” транзита — вре­ мени движения диска экзопланеты, когда он полностью находится на фоне диска звез­ ды.

–  –  –

(1.9) 2 =.

(* + ) (1.10) * = *, где и — коэффициенты для конкретного класса светимости звезды, — гравитаци­ онная постоянная.

При наличии двух или более транзитных кривых блеска системы звезда–экзо­ планета возможно определение единственным образом таких параметров системы, как масса звезды *, радиус звезды *, большая полуось орбиты экзопланеты, наклоне­ ние орбиты экзопланеты и орбитальный период экзопланеты. Определение пара­ метров системы единственным образом возможно при следующих допущениях:

1) экзопланета движется по круговой орбите ( = 0);

2) масса экзопланеты значительно меньше массы родительской звезды * ;



Pages:   || 2 | 3 | 4 |
 








 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.