Выделение горячего Юпитера

Астрономам удалось выделить отражённый свет внесолнечной планеты

Астрономам впервые удалось зафиксировать свет, отражённый от планеты, обращающейся вокруг другой звезды. Астрономические «очки-поляроиды» показали, чем наполнена атмосфера «горячего Юпитера», а также проявили себя как новый способ поиска и исследования внесолнечных планет.

Астрономам удалось впервые зафиксировать видимый свет, отражённый от планеты, находящейся вне Солнечной системы. Команда европейских исследователей под руководством Светланы Бердюгиной из цюрихского Федерального технического института Швейцарии (ETH Zurich) и финской обсерватории Туорла смогла заметить следы отражённого света у планеты HD189733b.

Эта планета – «горячий Юпитер», обращающийся вокруг небольшой звёздочки HD189733, находящейся на расстоянии 63 световых года от нас в направлении созвездия Лисички. Обращаясь вокруг звезды, HD189733b периодически проходит по её диску, затмевая часть света; такие изменения яркости и позволили обнаружить далёкий и очень горячий мир. Планета примерно в 30 раз ближе к своей звезде, чем Земля к Солнцу, и средняя температура её поверхности – около 700 градусов по Цельсию. Размером планета даже больше нашего гиганта Юпитера.

Поляризация света

одно из фундаментальных свойств оптического излучения (света), состоящее в неравноправии различных направлений в плоскости, перпендикулярной световому лучу (направлению распространения световой волны). Поляризацией называются также геометрические характеристики, которые отражают особенности этого неравноправия.

Поляризация света нашла естественное объяснение в электромагнитной теории света Максвелла. Поперечность световых волн выражается в том, что колеблющиеся в них векторы напряжнности электрического поля Е и напряжнности магнитного поля Н перпендикулярны направлению распространения волны. Е и Н выделяют (отсюда указанное выше неравноправие) определнные направления в пространстве, занятом волной. Кроме того, они почти всегда взаимно перпендикулярны, поэтому для полного описания состояния требуется знать поведение лишь одного из них. Обычно для этой цели выбирают вектор Е, однако здесь существуют разногласия между старой и новой литературой.

Световой импульс, испускаемый каким-либо отдельно взятым элементарным излучателем (атом, молекула) в единичном акте излучения, всегда поляризован полностью. Но макроскопические источники света состоят из огромного числа таких частиц-излучателей; пространственная ориентации векторов Е (и моменты актов излучения) световых импульсов отдельных частиц в большинстве случаев распределены хаотически (это не относится, например, к лазерам). Кроме того, поляризация меняется в результате процессов взаимодействия между частицами-излучателями. Поэтому в общем излучении подавляющего большинства источников направление Е не определено (оно непрерывно и беспорядочно меняется за чрезвычайно малые промежутки времени). Подобное излучение называется неполяризованным, или естественным, светом.

Е, как и всякий вектор, всегда можно представить в виде суммы его проекций на 2 взаимно перпендикулярных направления (выбираемых в плоскости, поперечной направлению распространения света). В естественном свете разность фаз между такими проекциями непрерывно и хаотически меняется. В полностью поляризованном свете эта разность фаз строго постоянна, то есть взаимно перпендикулярные компоненты Е когерентны. Создав определнные условия на пути распространения естественного света, можно выделить из него поляризованную (полностью или частично) составляющую. Именно так поступают при поляриметрии.

Кроме того, полная или частичная поляризация света возникает в ряде природных процессов испускания света и его взаимодействия с веществом - в частности, при отражении от поверхностей и рассеянии на малых частицах. К частичной (а иногда и полной) поляризации света приводит множество физических процессов. К ним относятся, например, отражение света и преломление света, при которых полдяризация обусловлена различием оптических характеристик границы раздела двух сред для компонент светового пучка, поляризованных параллельно и перпендикулярно плоскости падения. Свет может поляризоваться при прохождении через среды, обладающие естественной или вызванной внешними воздействиями (индуцированной) оптической анизотропией. Поляризация при рассеянии света столь характерна, что е исследование - один из основных способов изучения как особенностей и условий самого рассеяния, так и свойств рассеивающих центров, в частности их структуры и взаимодействия между собой.

На многих из перечисленных явлений основаны принципы действия разнообразных поляризационных приборов, с помощью которых не только анализируют состояние поляризации, испускаемого внешними источниками, но и получают требуемую поляризацию и преобразуют одни е виды в другие.

Особенности взаимодействия поляризованного света с веществом обусловили его исключительно широкое применение в научных исследованиях кристаллохимической и магнитной структуры тврдых тел, строения биологических объектов (например, поляризационная микроскопия), состояний элементарных излучателей и их отдельных центров, ответственных за квантовые переходы, для получения информации о чрезвычайно удалнных (в частности, астрофизических) объектах.

При определнных условиях к поляризации света становится чувствительным и человеческий глаз (так называемое явление Хайдингера).

Выделить слабый отражённый свет далёкой планеты на фоне мощного излучения её центральной звезды помогла поляриметрия – измерение степени и направления поляризации света от системы «звезда+планета» с помощью специального поляризационного прибора, установленного на 60-сантиметровом дистанционно управляемом телескопе KVA на канарском острове Ла-Пальма.

Отражённый свет, как правило, сильно поляризован, и это его свойство используется, например, в очках-поляроидах: блокировав одно из направлений поляризации, можно избавиться от бликов солнечного света.

В данном случае учёных интересовало, скорее, обратное – заметить блики звёздного света, отражённого от планеты, отмечают авторы работы.

Изменение степени и направления поляризации со временем в процессе обращения планеты вокруг звезды позволили грубо определить состав атмосферы этой планеты. Из данных, полученных астрономами, следует, что её частицы имеют размер меньше половины микрона. Это могут быть и атомы, и молекулы, и даже частички дыма, но не крупная пыль или мелкий песок.

Имена внесолнечных планет

Вновь открытые у других звзд планеты астрономы называют не слишком романтично – к имени звезды приписываются по очереди строчные буквы латинского алфавита, начиная с «b». Буква «a» зарезервирована для самой звезды, а заглавные буквы обозначают компоненты кратных звздных систем.

Например, ближайшая к нам звезда «альфа» Центравра, или Толиман, на самом деле является тройной системой, и если у е главной компоненты обнаружатся планеты, они получат названия «альфа» Центавра Ab, «альфа» Центавра Ac (Толиман Ab, Толиман Ac) и так далее. Пока планеты известны лишь у одной из компонент кратной звздной системы, соответствующую заглавную букву обычно опускают («альфа» Центавра b, «альфа» Центавра c и так далее).

HD189733b за два года, прошедшие после её открытия, стала одним из любимых объектов исследования астрономов. Ранее учёным уже удавалось найти в спектре света звезды, светящей сквозь атмосферу планеты, следы его поглощения молекулами воды, а также присутствие загадочной дымки из мелких (размером около микрона) частиц, висящей на высоте примерно 1000 километров над её поверхностью.

Кроме того, HD189733 стала первой планетой вне Солнечной системы, для которой с помощью инфракрасного космического телескопа имени Спитцера удалось построить очень грубую «карту» поверхности. Разумеется, Spitzer не мог разглядеть какие-либо детали на её поверхности – учёные построили модель распределения температуры, наилучшим образом описывающую изменение яркости с орбитальной фазой. Кроме того, тогда речь шла об излучении самой планеты, нагретой светом центральной звезды, а не отражённом свете последней.

Теперь учёным впервые удалось зафиксировать видимый свет, отражённый планетой.

Методы обнаружения внесолнечных планет

Астрономам известны пять основных методов обнаружения внесолнечных планет.

Во-первых, это метод прямых наблюдений - мы можем элементарно увидеть планету рядом с другой звездой, подобно тому, как видим планеты нашей звздной системы. Впрочем, хотя сфотографировать гигантскую планету у другой звезды таким способом однажды удалось, обнаружена она была другим способом. Тем не менее, развитие телескопов позволяет надеяться, что скоро метод прямых наблюдений станет именно методом обнаружения.

Во-вторых, это доплеровский метод: измеряя смещение линий различных элементов в спектре звезды, астрономы могут заметить периодические изменения е скорости, связанные с обращением светила вокруг центра масс системы звезда-планета. Этот метод особо чувствителен к массивным планетам, расположенным рядом со своими светилами. При этом желательно видеть орбиту системы «с ребра» - в противном случае никаких изменений скорости не будет. Этим методом были открыты большинство внесолнечных планет. Его небольшая модификация - измерение моментов прихода импульсов от пульсаров - работает для этого типа небесных объектов.

Третий метод - астрометрический: астрономы измеряют смещение положения звезды, также вызванное е обращением вокруг общего с планетой центра масс. Выглядит такое смещение, как «виляние» звезды в стороны от средней траектории е перемещения по небу относительно более далких звзд. Этот метод также чувствителен к массивным спутникам звезды, однако расположенным, напротив, на относительно большом от не расстоянии. Кроме того, он работает лишь для близких звзд. Пока таким методом открывались лишь спутники-звзды, планеты слишком маломассивны, чтобы вызвать заметное смещение.

Четвртый метод, активно развивающийся в настоящее время - метод транзитов. Астрономы следят за блеском большого количества звзд. Если плоскость орбиты планеты пересекает диск звезды, будут происходить регулярные «частные затмения» или прохождения планеты по диску звезды. Хотя заметить крохотный диск планеты на неразличимом в телескоп диске звезды нельзя, блеск звезды чуть ослабнет. Этот метод чувствителен к крупным спутникам, однако требует, чтобы мы смотрели на систему «с ребра»: в противном случае затмений не будет. Данным методом большинство внесолнечных планет открывается в настоящее время.

Пятый метод - гравитационное линзирование. Если звезда с планетой проходит перед какой-то далкой звездой, блеск последней будет увеличиваться за счт эффекта гравитационного линзирования. Наличие планеты чтко отметится на кривой блеска в виде дополнительного пика. Так были открыты несколько планет массой, близкой к массе Земли. Кроме того, возможны различные вариации этого метода - например, можно наоборот, искать планету у звезды-источника с помощью расположенной на луче зрения звезды-линзы. Недостаток этого метода - единичность каждого события. Поймав одно событие гравитационного линзирования, от данной звезды-линзы, следующего события нужно ждать очень долго.

Кроме того, по сути, они смогли «увидеть» и её орбиту, а это означает, что поляриметрия может вскоре стать одним из важных методов обнаружения и исследования далёких миров.

Работа учёных принята к публикации в The Astrophysical Journal Letters, а посмотреть мультфильм, показывающий, как параметры поляризации излучения (параметры Стокса U и Q) меняются с орбитальной фазой планеты, можно здесь.