Поиск

Текущие и будущие перспективы исследования ближайшей экзопланеты (часть 2)


   Окончание обзора по ближайшей экзопланете.
 

Можно ли обнаружить радиоизлучение с планеты?

    Интересным вопросом является возможность регистрации, как естественного радиоизлучения (от магнитосферы планеты), так и искусственного радиоизлучения (от возможной местной внеземной цивилизации). Сама ближайшая звезда известна, как гигагерцовый радиоисточник уже много десятилетий (как и другие известные вспышечные красные карлики). Так Проксима Центавра была включена в список 275 радиозвезд для калибровки астрометрической миссии Гиппарх.

   В 2014-2016 года были произведены попытки обнаружить радиоизлучение системы на длине волны в 154 мегагерца. Наблюдения с помощью австралийского низкочастотного массива MWA (Murchison Widefield Array) в течение 5 часов позволили установить верхний предел на этой частоте в 42.3 миллиЯн (статистический уровень доверия 3 сигм).

    Затем к радиомониторингу ближайшей звезды подключился проект Breakthrough Listen российского миллионера Юрия Мильнера. Проксима Центавра стала первой целью южного радиотелескопа проекта – 64-метровой антенны в австралийском Парксе. В рамках проекта Мильнера радиотелескопы ищут узкополосные радиосигналы на нескольких миллиардов возможных частот в диапазоне от 1 до 10 гигагерц.

    Обсуждается возможность регистрации радиоизлучения от магнитосферы планеты Проксима b. Максимум подобного излучения должен приходиться на 0.3-0.8 мегагерц и должен быть равен 6-83 миллиЯн. По причине того, что земная ионосфера не пропускает космическое радиоизлучение с частотой меньше 10 мегагерц, то данная задача может быть решена с помощью будущих радиотелескопов космического базирования (к примеру, размещенных на обратной стороне Луны). В настоящее время проекты подобных радиотелескопов активно разрабатываются, в том числе и в России.

Является ли Проксима b транзитной планетой?

   Выше уже неоднократно говорилось, что из-за неизвестного угла наклонения орбиты планеты Проксима b невозможно пока определить даже её точную массу. Поэтому возлагаются большие надежды на непосредственное обнаружение отраженного или собственного теплового излучения от планеты. В тоже время существует небольшая вероятность (1.5%), что планета затмевает свою звезду (то есть является транзитной). В этом случае процесс изучения планеты упрощается на много порядков: становится возможным узнать и наклонение орбиты, и её настоящую массу, и радиус, и среднюю плотность, а также химический состав атмосферы на основе транзитного спектра.

    Теоретически определить наклонение орбиты планеты можно с помощью астрометрического метода. Расчеты показывают, что амплитуда астрометрических колебаний траектории звезды из-за орбитального движения планеты должна составить 2-30 угловых микросекунд:

   Серая область на схеме выше показывает предполагаемую массу планеты, при которой она уже не будет являться каменной планетой по своему составу. Для сравнения миссия Гайя для красных карликов 5-14 звездной величины способна получить точность измерений в 5-16 угловых микросекунд. Тем самым остаётся возможность, что с помощью миссии Гайя удаться радикально ограничить массу и наклонение орбиты планеты.

     Окончательные данные миссии Гайя будут доступны не ранее 2022 года. Поэтому параллельно осуществляются поиски транзитов планеты в доступной фотометрии звезды. Так ещё в 2014 году стало известно о поиске транзитных планет в системе звезды с помощью космического телескопа MOST. Недавно были опубликованы результаты этих поисков. Телескоп MOST наблюдал звезду 14.5 суток в мае 2014 года и 31 суток в мае 2015 года. По причине нахождения на низкой околоземной орбите космический телескоп мог наблюдать звезду только 30% времени каждого витка в 2014 году и 50% времени каждого витка в 2015 году. Измерения проводились через каждые 63 секунды. В результате в 2014 году было получено 2600 фотометрических измерений, а в 2015 году 13000 фотометрических измерений соответственно. График усредненной фотометрии на интервалах в 5.3 минуты и по каждой орбите (жирные черные отметки):

   Анализ собранных данных обнаружил три возможных кандидата (сигналы С, S и T). Для проверки этих сигналов использовались данные наземного транзитного обзора HATSouth. Данный обзор получил для звезды 11071 фотометрических измерений (по 3 80-секундные экспозиции) между 14 июня 2012 и 20 сентября 2014 года. Среднее время интервала между наблюдениями составило 368 секунд. График усредненной фотометрии на интервалах в 240 секунд и по каждой ночи (жирные черные отметки):

    Проверка сигнала С в независимых данных показала HATSouth , что он плохо удовлетворяет модели транзита планеты:

    Тем не менее авторы исследования отмечают необходимость проверки сигнала С в инфракрасном диапазоне, где звезда значительно ярче, и следовательно есть возможность получить большую точность фотометрии. В связи с этим называются инфракрасные телескопы MEarth и Спитцер.

     По всей видимости, подтверждение этого сигнала продолжилось дальше. В сентябре 2016 году на сайте космического телескопа Спитцер появилась внеплановая программа под номером 13155. Наблюдения продолжительностью 21 час прошли 14-16 ноября. Затем уже в этом году в архиве наблюдательных программ Южной Европейской обсерватории (ESO) появилась еще одна короткая (длительностью в 0.75 ночи) внеплановая программа под названием “Confirming the transit of the nearest Habitable Zone Earth-mass planet, Proxima b“ (“Подтверждение транзита Проксима b“). Наблюдения по этой программе с использованием 8-метрового телескопа VLT и инфракрасного спектрографа HAWKI (рабочий диапазон 0.9-2.5 микрон) прошли 13-14 мая. Затем в ESO была одобрена новая внеплановая программа с таким же названием для наблюдений 27-28 июня с длительностью в 0.85 ночи.

       На недавней конференции ERESS III появился доклад о ещё одной попытке обнаружить транзит Проксима b. В нём авторы проанализировали фотометрию ближайшей звезды, полученную с помощью роботизированной сети телескопов SKYNET и ряда других телескопов в 2006-2017 годах. Наблюдения проводились в 230 разных ночей:

   В докладе представлены результаты поиска транзитов для Проксима b:

  Крупнее:

    Как видно на последнем графике в месте ожидаемого транзита (отметка 0 на фазовой кривой) действительно наблюдается транзито-подобное событие продолжительностью около одного часа и глубиной 0.5% (возможный частичный транзит). Похожие детали наблюдаются и на других участках фазовой кривой, поэтому неизвестно является ли эта деталь транзитом реальной планеты или просто случайным артефактом от наложения инструментального шума и активности звезды. Анализ всей фотометрии с целью поиска транзитных планет алгоритмом ВSL с периодами от 1 до 25 суток показывает более статически значимые кандидаты (пики на 5.9, 13.3, 15.3 и 26.6 суток):

Насколько активна Проксима Центавра по сравнению с нашим Солнцем?

     После официального объявления об открытии ближайшей потенциально обитаемой экзопланеты началось детальное обсуждение свойств её звезды. Проксима Центавра характерна следующими особенностями:

1) Частые вспышки

    Так как в последние годы развернулись активные поиски возможных транзитов от планеты, то большое количество собранной фотометрии позволяет изучить и детальную статистику вспышек. В фотометрии телескопа MOST за 37.6 суток обнаружено 66 отдельных вспышек с энергией от 1029 до 1031.5 erg. Частота вспышек ниже, чем у более молодых классических вспышечных звезд типа UV Кита. В тоже время вспышечная активность является повышенной по сравнению с похожими звездами по возрасту и периоду вращения. Сравнение звезды с другими вспышечными звездами по частоте вспышек с энергией в 1030.5 erg:

   Аппроксимация статистики наблюдаемых вспышек говорит, что более слабые вспышки с энергией в 10^28 erg и амплитудой в 0.5% от яркости звезды должны происходить примерно 63 раза в сутки (каждые 22 минуты!). Такие вспышки сильно усложняют поиск транзитов Проксима b. Также эта аппроксимация говорит, что примерно 8 раз в год у звезды должны происходить супервспышки с энергией в 10^33 erg. Подобные вспышки должны оказывать сильное влияние на атмосферу планеты в системе. Самые сильные вспышки в выборке MOST увеличивали яркость звезды на 50%:

    Для сравнения яркость Солнца во время вспышек в оптическом диапазоне увеличивается лишь на несколько долей процента.

2) Звездные циклы

    Как известно, у нашего Солнца существует 11-летний цикл активности. Недавняя работа анализирует оптические, ультрафиолетовые и рентгеновские наблюдения звезды за много лет. Оптические наблюдения охватывают 15 лет наблюдений обзора ASAS в фильтре V (1085 ночей) и 3 года наблюдений в фильтре I (196 ночей). Ультрафиолетовые и рентгеновские наблюдения с различных космических телескопов охватывают 22 года. Эти данные подтверждают ранее известный период вращения звезды в 83 дня и предполагают 7-летний цикл активности звезды:

    Анализ линии водорода в оптических спектрах спектрографов UVES и HARPS за 13 лет также подтверждают период вращения в 82.6 ± 0.1 суток.

3) Полный спектр звезды

    Недавняя работа синтезирует полный звездный спектр из различных источников от 0.7 до 30 тысяч нанометров. Из полного спектра следует, что планета Проксима b должна получать жесткое излучение (от рентгена до оптики) в размере 0.293 Ватт на квадратный метр, что в 60 раз больше, чем получают верхние слои атмосферы Земли от Солнца. Суммарное излучение звезды на планете составляет 877+/-44 Ватт на квадратный метр или 64+/-3% от величины полного излучения Солнца для верхних слоев атмосферы Земли. Полный спектр звезды был получен в основном из данных космических телескопов:

    Сравнение уровня звездного излучения для верхних слоев атмосферы у Проксимы b и Земли на разных длинах волн электромагнитного спектра:

   Как видно из схемы планета Проксима b получает от своей звезды примерно в тысячу раз больше рентгеновского излучения, чем Земля от Солнца. Более того, именно в этом диапазоне электромагнитного спектра местная звезда обладает наибольшей переменностью по причине вспышек:

   Казалось бы, такая переменность исключает биосферу на планете, однако астрофизики предложили механизм биофлюоресцентного излучения наподобие земных кораллов, которые преобразуют поглощаемое излучение в более длинноволновое.

   Полный спектр звезды показал, что на длине волны в 3-30 микрон звезда излучает на 20% больше энергии, чем следует из звездных моделей. Это может говорить о наличие большого количества теплой пыли в системе. Кроме того следует отметить, что звезда никогда не наблюдалась в дальнем инфракрасном диапазоне. В связи с этим не исключено и наличие в системе аналога нашего пояса Койпера.

    Эволюционные звездные модели показывают, что Проксима b находится внутри классической зоны обитаемости больше 4 миллиардов лет:

    Моделирование космических лучей в окрестностях Проксима b показывает, что из-за близости планеты к магнитному полю звезды космические лучи галактического происхождения будут практически отсутствовать до энергий в один тераэлектронвольт. С другой стороны космические лучи звездного происхождения будут ускоряться в звездных вспышках. В связи с этим интенсивность протонов там будет на 3-4 порядка выше, чем в солнечных вспышках на Земле. Похожее значение (2000-кратная разница в интенсивности звездного ветра у Проксима b и Земли) было получено и в другой работе.

Действительно ли Проксима Центавра входит в состав тройной звездной системы?

    Проксима Центавра была впервые обнаружена в 1915 году в двух угловых градусах от ближайшей на тот момент звездной системы Альфа Центавра. Схожесть собственного движения и параллакса всех трех звезд говорила о том, что они являются частью одной тройной системы. Но по причине того, что звезды разделяли 15 тысяч астрономических единиц, точных доказательств о гравитационной связи не удалось получить больше сотни лет. Даже в 2006 году расчеты показывали, что вероятность того, что Проксима Центавра обращается вокруг пары звезд Альфа Центавра составляет 44%. Уже тогда расчеты предполагали, что ближайшая звезда находится вблизи апоцентра своей орбиты. Но только в 2017 году удалось более-менее точно определить примерную орбиту у ближайшей звезды:

    Ожидается, что примерно через 300 тысяч лет угловое разделение между Проксима и Альфа Центавра уменьшится в 4 раза – до половины углового градуса:

Возможно отправить исследовательский зонд к планете в ближайшем будущем?

     После официального анонсирования открытия планеты у Проксима Центавра появилась интересная идея, как с помощью солнечного парусника посетить все звезды тройной системы за 141-летнюю космическую миссию.

   Также были произведены подобные вычисления и для других близких звезд. Эти расчеты показали, что Сириуса можно достичь даже быстрее: за 69 лет против 101 для Альфа Центавра А:

Ведутся ли поиски потенциально обитаемых планет у других очень близких звезд?

    После успеха программы Pale Red Dote в 96 наблюдательном семестре ESO, в 99 семестре (с весны 2017 года) началась 90-часовая программа Red dots : all red terrestrial planets within 5 pc. Как следует из названия, её целью является обнаружение всех потенциально обитаемых планет в радиусе 5 парсек.

     В радиусе 10 парсек известно около 200 красных карликов (слайды с конференции AАS-229):

     Поэтому кроме программы “Red Dots : All Red Terrestrial Planets Within 5 pc” группа Микко Туоми расширяет выборку красных карликов для поиска планет в архивных измерениях лучевых скоростей с 41 (в 2014 году) до 426. Ожидается, что результаты нового анализа будут опубликованы к 2018 году:

    Последние статистические данные (в первую очередь телескопа Кеплер) говорят о том, что в среднем на каждый красный карлик приходится как минимум по 3 планеты:

    В настоящее время в радиусе 5 парсек известны три потенциально обитаемые экзопланеты:

    В заключение перейдем к теоретическим статьям, которые пытаются смоделировать условия на планете.

Как образовалась планета и из чего она состоит?

    Предложено четыре сценария образования планеты. Эти сценарии можно разделить на две основные группы:
1) Планета сформировалась с внешней стороны от снеговой линии в многопланетной резонансной системе, а затем мигрировала к своей звезде. В этом случае Проксима b может являться мининептуном или океанидой.
2) Планета сформировалась в относительном одиночестве внутри снеговой линии. В этом случае планета является большей частью железокаменной с небольшим количеством летучих веществ (летучие вещества могли быть принесены позже через падение комет).

    В настоящее время обнаружено и исследовано несколько транзитных планет из первой и второй группы с измеренной массой и средней плотность, что позволяет понять внутреннюю структуру этих планет. Примеры из первой группы (планетные системы Кеплер-138, Кеплер-444 и TRAPPIST-1) показывают, что даже землеразмерные планеты могут обладать низкой плотностью, больше свойственной газовым гигантам, чем железокаменным планетам. Массы этих планеты измерены с помощью метода тайминга транзитов, так как большинство планет в этих системах находятся в кратных орбитальных резонансах к друг другу. Ко второй группе можно отнести планеты системы Кеплер-10 и LHS 1140.

    Факт того, что система Проксима Центавра не показывает явных свидетельств наличия дополнительных планет сравнимой массы на резонансных орбитах может стать доказательством принадлежности Проксима b ко второй группе железокаменных планет без значимой миграции в прошлом (отсутствие большого количества летучих соединений). В заключение одной из публикаций говорится, что Проксима b может стать в недалеком будущем четвертой планетой земной группы после Земли, Венеры и Марса по суммарному объему знаний о подобных планетах.

za-neptunie.livejournal.com

Добавить комментарий