файл презентации приглашенного лектора А.Бердюгина

Планеты вокруг других звезд: методы их
обнаружения и свойства
Бердюгин А. В.
Обсерватория Туорлы, Университет г. Турку, Финляндия
Планеты у других звезд : extrasolar planets, exoplanets
1) Методы исследования космических объектов в астрофизике
2) Методы обнаружения экзопланет
3) Наблюдаемые свойства открытых экзопланет
4) Теории, объясняющие их образование
Методы исследования космических объектов в астрофизике
Астрофизика – в чем заключается ее принципиальное отличие от других еcтественных
наук? Невозможность провести исследование ”на месте” или в лаборатории
Исключение: планеты солнечной системы (планетология)
Нельзя отправить исследовательскую экспедицию даже к ближайшим звездам!
Рroxima Centauri
M31 (туманность Андромеды)
4.243 св. лет
2.5 · 106 св. лет
4 · 1013 км
2.4 · 1019 км
267615 a.e.
1.6 · 1011 а.е.
5461 расстояний от Солнца до Плутона
3.3 · 109 расстояний от Солнца до Плутона
Электромагнитное излучение (свет) – единственное, что доступно астрофизикам для
исследования.
Предельно слабая звезда, различимая глазом:
m = 6.5 зв. вел
Самый яркий квазар:
m = 13 зв. вел (в 400 раз слабее)
Самая слабая звезда, наблюдаемая на VLT:
m = 26 зв. вел (в 63 млн. раз слабее)
Астрофизика имеет возможность наблюдать и изучать физические процессы, которые
невозможно реализовать в земной лаборатории.
Методы исследования космических объектов в астрофизике
Основные виды излучения (источники света)

Тепловое

звезды, нагретый газ
Нетепловое

циклотронное и синхротронное
излучение, флуорисценция,
индуцированное излучение

Отраженное (рассеянное)
Поверхность планет,
межзвездый газ и пыль
Поглощение света

селективное
полное
атмосферы звезд и
планет, межзвездый
газ
межзвездая пыль
Гамма-излучение (G-ray)
< 0.01 nm ( > 100 keV)
Рентгеновское (X-ray)
1 – 10 nm (10 keV – 120 keV)
Ультрафиолетовое (UV) 0 – 400 nm (3 eV – 124 eV)
Видимый свет (optical)
0.38 – 0.76 мкм
Инфракрасное (IR)
0.65 – 20 мкм
Радио
300 kHz – 300 GHz (100 m – 1 mm)
1 мкм = 1000 нм = 10000 Å (Ангстрем)
Методы исследования космических объектов в астрофизике
Параметры, характеризующие эл-магн. излучение:
•Длина волны, λ (частота, ν) λ = c / ν, E = hc / λ
•Интенсивность I (поток излучения, измеряемый в
эрг/сек см2 )
•Поляризация P – преимущественное направление
колебаний электромагнитной волны
Монохроматичное излучение: одиночный заряд,
осциллирующий в определенной плоскости.
Астрофизики регистрируют и изучают свет в
определенном диапазоне длин волн (спектральном
диапазоне). Для них важно знать распределение
интенсивности и поляризации света с длинной волны.

Это дает информацию о свойствах излучающего,
поглощающего и рассеивающего свет вещества, а также
позволяет изучать свойства магнитного и
гравитационного полей, которые воздействуют на
Оптические спектры звезды спектрального
излучение.
класса G3V (Солнце, вверху) и M5V (Проксима
Центавра, внизу)
Методы исследования космических объектов в астрофизике: фотометрия
Фотометр – прибор для измерения яркости объекта в
нескольких широких (200 - 500 Å) или средних ( 10 - 20 Å)
спектральных диапазонах.
Для выделения широких участков спектра используются
светофильтры из цветного стекла.
Для выделения узких участков спектра ( < 200 Å)
используются интерференционные фильтры.
детекторы излучения для видимого света:
фотоумножители (ФЭУ)
 быстрый отклик (возможна модуляция с частотой в 10 – 50 Нz);
 малый квантовый выход (до 10 – 20%) APDs – до 80%;
 чувствительны в узком спектральном диапазоне;
 одноэлементный детектор (одна регистрирующая ячейка).
СCD камеры
 высокий квантовый выход (до 80%) ;
 широкий спектральный диапазон (от 0.35 до 1.5 мкм);
 многоэлементый (сотовый) детектор;
 значительное время считывания сигнала (от нескольких
секунд до нескольких десятков секунд).
Методы исследования космических объектов в астрофизике: спектроскопия
Спектрограф: прибор для детального
исследования распределения энергии по спектру.
Разрешающая сила спектрографа: R = λ/λ
У спектрографов низкого и среднего разрешения
R = 1500 – 10000.
У спектрографов высокого разрешения (Эшелле)
R ≈ 100000 – 150000.
Спектрограф используется для:
• определения хим. состава излучающего и
поглощающего свет вещества (по спектральным
эмиссионным и абсорбционным линиям);
• измерения лучевых скоростей (по
допплеровскому смещению спектральных линий);
• определению скоростей вращения звезд (по
уширению профилей спектральных линий).
Методы исследования космических объектов в астрофизике: поляриметрия
Простейший поляриметр: в фотометр добавляется поляризационный анализатор (напр.
призма Волластона) изготовленный из кристалла с двойным лучепреломлением. Такой
анализатор разделяет входящий луч света на два луча с ортогональной поляризацией. Их
интенсивность регистрируется независимо двумя фотоумножителями (или одной CCD).
Вращая анализатор, можно измерить интенсивность (величину) поляризации и ее
направление. Фотометр с поляризационным анализатором становиться поляриметром, а
спектрограф – спектрополяриметром.
Основные механизмы возникновения поляризованного излучения:
• Рассеяние и отражение света
• Присутствие магнитного поля
Исследуя поляризацию света можно получить важную доп. информацию о физических
свойствах звезд и планет.
По сравнению с другими способами астрофизических наблюдений, поляриметрия является
более трудоемкой и сложной задачей.
Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей
Регистрация периодического смещения
спектральных линий в спектре звезды
из-за гравитационного воздействия на
нее планеты (Эффект Допплера).
Звезда и планета обращаются вокруг центра
масс.
Звезда смещается относительно луча зрения
наблюдателя вперед и назад  наблюдается
периодический Допплеровский сдвиг
спектральных линий.
Точное измерение небольшого смещения абсорбционных
линий в спектре звезды позволяет обнаружить планету.
Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей
Величина допплеровского смещения вносимого
планетой очень мала: требуется спектрограф
высокого разрешения, который должен быть
тщательно откалиброван.
Допплеровский сдвиг в спекральные линии
Солнца, вносимый Юпитером: 12 м/сек.
Сатурном: 2.7 м/сек.
Наиболее чувствительные спектрографы могут
зарегистрировать допплеровское смещение
~ 1 м/сек.
Этот метод более всего подходит для
обнаружения массивных планет с плоскостью
орбиты,
параллельной
лучу
зрения,
обращающихся вокруг звезды с коротким
орбитальным периодом.
Орбитальное движение звезды 51 Peg.
Сплошной линией показана рассчитанная
траектория. Расчеты дают массу для
планеты ~ 0.5 MJ и орбитальный период 4.2
дня. Это было первое открытие экзопланеты у
звезды, подобной Солнцу (Mayor & Queloz 1995).
Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей
Этот метод позволяет определить: период
Porb , большую полуось орбиты ap, массу
( Msin(i)) и эксцентриситет орбиты e.
Большинство обнаруженных экзопланет
было было открыто этим способом.
Недостатки:
1) Наклон орбиты не известен, и это вносит
большую неопределенность в оценку массы
планеты.
2) Эффект селекции: обнаруживаются в
основном близкие к звезде планеты-гиганты
с короткими (неск. дней) периодами.
На рис. справа: переменность лучевых скоростей
звезд
с
планетами,
определенная
по
Допплеровскому смещению спектральных линий.
(a) 51 Pegasi, (b) 70 Virginis, (c) 16 Cygni
Методы обнаружения экзопланет: транзит
Если планета проходит по видимому диску
звезды, это можно обнаружить по слабому
уменьшению ее блеска, бычно на ~ 1%. Метод
транзита
позволяет
обнаруживать
планету,
независимо от ее массы и радиуса орбиты.
Позволяет определить размер планеты из
2
величины именения потока:
R

f  

 Rstar 
planet
В комбинации с методом лучевых скоростей метод
транзита
позволяет
определить
плотность
планеты.
Дает
возможность
планеты.
исследовать
атмосферу
Во время транзита планеты свет от звезды
проходит через верхние слои ее атмосферы.
При внимательном исследовании спектров,
полученных с высоким разрешением, можно
обнаружить
слабые
линии
поглощения,
образующиеся в атмосфере планеты.
Изменение блеска звезды во время
прохождения планеты по ее диску.
Методы обнаружения экзопланет: транзит
Во время вторичного затмения (когда планета
скрывается за диском звезды) можно
зарегистрировать
тепловое
излучение
планеты,
вычитая
фотометрическую
интенсивность звезды во время затмения из
ее интенсивности до и после него. Это дает
информацию о температуре поверхности
планеты. Лучше всего это делать в
инфракрасном спектральном диапазоне.
Недостатки:
1) Можно обнаружить только планеты с углом
наклона орбиты ~ 90o
2) Большой процент ложных открытий из-за
возможного наличия у звезд пятен.
Вторичное затмение удобнее наблюдать в ИK
свете – выше контаст!
Параметры планеты обнаруживаемые через ее
транзит в комбинации с методом лучевых
скоростей: размер и форма, хим. состав и
температура атмосферы.
Методы обнаружения экзопланет: транзит
Космический ИК телескоп Spitzer (NASA), Размер
зеркала: 0.85 м, спектральный диапазон: 8 – 20
мкм.
Работал с 2003 по 2009 г. Использовался для ИК
фотометрии и спектроскопии планет.
Получил много интересных информации,
например: измерил разницу температур между
дневной и ночной сторонами у двух экзопланет:
 Andb и HD 189733b.
Данные наблюдений  Andb указывают на очень
высокую разницу температур (1400°) между
дневной (обращенной к звезде) и ночной
стороной планеты.  Переизлучение
тепла в атмосфере происходит намного
эффективнее, чем выравнивание температуры
перемешиванием вещества (конвекции).
Методы обнаружения экзопланет: транзит
Но у экзопланеты HD 189733b разница
температур между дневным и ночными
полушариями < 300°
Атмосферы у горячих Юпитеров могут
сильно отличаться по своим основным
физическим параметрам!
Исследование спектра экзопланеты
HD 209458b обнаружило присутствие
протяженной оболочки
Похожая оболочка обнаружена и у
HD 189733b
 горячие Юпитеры испаряются!
Темп потери массы достигает 1014 гр/сек –
планета может полностью испариться за
время ~ 1 миллиард лет !
Методы обнаружения экзопланет: транзит
Космический телескоп Kepler (на орбите с 6 марта 2009)
Диаметр зеркала: 0.95 м, детектор: мозаика из 42 CCD
размером 2200 x 1024 пиксела = 95 мега пикселей (!)
Специально создан для обнаружения планет размером
с Землю. К настоящему времени обнаружил 5 планет.
Планета Kepler 4b: плотность – 1.91 гр/см3, масса –
0.077 MJ = 24.5 M  , темп. на поверхности – 1650 Ko
> Нot Neptune (горячий Нептун)
_
Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза
Если одна звезда проходит точно перед другой, пересекая луч зрения, может
наблюдаться увеличение блеска более отдаленной звезды вследствие эффекта
гравитационной линзы. Если у ближней звезды имеется планета, она усиливает
эффект гравитационной линзы. Шансы обнаружить планету повышаются при
наблюдении большого количества звезд одновременно.
Слева: Ближняя звезда фокусирует свет далекой звезды, если они обе находятся точно
на одной линии для наблюдателя на Земле. В результате, блеск далекой звезды
постепенно возрастает, достигая пика, а потом уменьшается до прежнего уровня.
Справа: Если ближняя звезда имеет планету, она усиливает эффект гравитационной
линзы, приводя к появлению дополнительного узкого пика на кривой блеска.
Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза
Преимущества метода:
1) Чувствительность не зависит от
параметров планеты (периода, массы).
2) Звезда может быть слабой.
В нaстоящее время это самый
предпочтительный метод для обнаружения
экзопланет земного типа для наземных
телескопов.
Недостатки:
1) Событие никогда не повторяется для
одной и той же звезды.
2) Обнаруженные планеты чаще всего
оказываются расположены слишком далеко
(неск. кпк). Последующие наблюдения
другими методами обычно не возможны.
Увеличение блеска далекой звезды из-за эффекта
гравитационной линзы. На нисходящей кривой
хорошо виден характерный пик, вызванный
присутствием планеты. Масса обнаруженной в
результате наблюдений планеты равна 5.5
массы Земли.
Методы обнаружения экзопланет: астрометрия
Основная идея: измерить ”покачивание” звезды
вызванное орбитальным движением планеты.
Для этого нужно с большой точностью измерять
видимое смещение звезды на небе относительно
далеких
неподвижных
звезд
в
течение
длительного интервала времени.
Можно определить период и массу планеты.
Первый результат: проект STEPS (NASA, JPL):
точность: 0.001”, 9 лет наблюдений. Планета
V10b: масса = 6 MJ, Porb = 9 месяцев. Сама звезда
V10a находится на удалении 6 св. лет и имеет
массу всего 0.08 М
Астрометрия
легче
всего
обнаруживает
массивные планеты у маломассивных и близких
звезд.
Рассчитанное видимое перемещение
Солнца по небу, вызванное Юпитером,
наблюдаемое с расстояния 10 парсек.
Методы обнаружения экзопланет: астрометрия
GAIA Space astrometry mission (ESA):
Основная
цель:
с
помощью
космического
телескопа измерить с очень высокой точностью
(~10-20 угловых микросекунд) параллаксы у
всех звезд на расстоянии до 10 000 пк.
Планируется обнаружить 10000 – 50000 планет
на расстояних до 150 pc с орбитальными
периодами < 9 лет.
Будут обнаружены все
планеты с массой Юпитера на расстояниях до 50
pc c периодами от 1.5 – 9 лет
Запуск назначен на декабрь 2011.
Методы обнаружения экзопланет: интерферометрия
Идея метода: блокировать излучение
центральной звезды с помощью коронографа
или ноль-интерферометра и получить прямое
изображение планеты на CCD.
Трудно реализуем, но обладает большим
диагностическим потенциалом.
Дает возможность определить состав планеты,
ее температуру, свойства ее атмосферы, тип ее
поверхности, период вращения и др.
2M1207 b: планета или коричневый
карлик?
К настоящему времени обнаружено 4 кандидата
в планеты (см. иллюстрацию).
LBTI (Large Binocular Telescope Interferometer)
(на рисунке справа)
•Mount Graham, Arizona
•Начал работу в 2009 (научные набл. с 2011)
•Ближний ИК диапазон (выше контраст)
•Околозвездные диски / планеты-гиганты
LBTI: два зеркала диаметром 8.4 м, длина
базы – 15 м. J, H и K фотометрия.
Методы обнаружения экзопланет: планеты вокруг пульсаров
Пульсар: быстро вращающаяся магнитная
нейтронная звезда.
 Размер: 10 – 20 км,
 Плотность: 109 гр/см3,
 Остаток от вспышки сверхновой,
 Излучает радио волны в узком конусе из области
магнитных полюсов (эффект ”маяка”),
 Период пульсаций = периоду вращения.
Орбитальное вращение планеты приводит к
”покачиванию” пульсара вдоль луча зрения.
Период радио пульсаций меняется из-за эффекта
Допплера.
Измеряя задержки в периоде пульсаций (10-12 сек),
можно обнаружить присутствие планеты и найти
период ее обращения и массу.
На рис. справа: три планеты обнаружены у
пульсара PSR1257+12 (Wolszczan & Frail, 1992)
Схема, поясняющая излучение пульсара.
Типичный период пульсаций – неск. секунд,
но есть объекты с пульсациями в 10-3 сек.
Методы обнаружения экзопланет: поляризация
Метод основан на регистрации света звезды,
отраженного и / или рассеянного от поверхности
(атмосферы) планеты. Этот свет линейно
поляризован в направлении, ортогональном
плоскости рассеяния (в данном случае –
плоскости орбиты). Направление и величина
наблюдаемой линейной поляризации будут
изменяться по мере движения планеты по орбите
вокруг звезды.
Поляриметрия может обнаружить планету даже
при очень малых углах наклона орбиты, когда
метод лучевых скоростей и метод регистрации
транзита бессильны.
Из поляриметрии можно определить:
1) орбитальный период Porb
2) угол наклона орбиты i,
3) эксцентриситет орбиты e
4) свойства атмосферы (поверхности) планеты
Ожидаемое изменение направления и
величины
линейной
поляризации
света зведы, отраженного от
поверности
планеты
при
ее
движении по орбите.
Методы обнаружения экзопланет: поляризация
Поляриметрия обладает очень большим диагностическим потенциалом, но ожидаемый
поляризованный сигнал очень мал (~ 10-5). Площадь поверхности планеты по сравнению с
размерами звезды очень мала, и поляризованный отраженный свет сильно разбавлен
неполяризованным излучением самой звезды.  Требуются большие телескопы и
специально спроектированные точные поляриметры.
Первые измерения получены в 2004 – 2005 (Hough et al. ): PlanetPol, WHT (4 м).
Заявленная точность ~ 10-6 (0.0001%). Три системы,  Boo,  And and 55 Cnc были
исследованы, переменная поляризация не обнаружена (верхний предел ~ 2 x 10-5).
Теоретические оценки величины поляризации при рассеянии а атмосфере планеты сильно
зависят от предположений о свойствах самой атмосферы (хим. состав; размер частиц;
размер облаков; распределение облаков по высоте и т.д.)
Некоторые модельные рассчеты показывают, что при определенных условиях поляризация
может быть на порядок величины больше:
Несферичность поверхности и эксцентричность орбиты может усилить величину
поляризации до 0.2 - 0.5 x 10-4 (Sengupta S., & Malay, M. 2006, singe scattering model).
Наличие обширных вытянутых газовых оболочек (гало) вокруг некоторых экзопланет (VidalMadiar et al. 2003, Wheatley & Briggs, 2007) – эффективность рассеяния выше в неск. раз.
Планета HD 189733b: наблюдения поляризации в 2008 г.
TurPol (NOT, 2.5 м) UBV, 2008 г. Апрель и Aвгуст
•
Расстояние до звезды = 20 pc
Радиус орбиты планеты = 0.0312 а е
Период обращения = 2.218581 дня
•
Всего: 40 часов наблюдений с хорошим
покрытием орбитального периода.
•
•
Ошибка одного измерения за ночь (3–4h) ~310–5
Ошибка усредненной по фазовому интервалу
величины поляризации ~1.510–5
•
Очень малая телескопная поляризация < 510–5
Результаты моделирования поляризации с
помощью компьютерных рассчетов показали,
что она возникает в результате рассеяния
света звезды в верних слоях атмосферы
планеты на облаках, состоящих, вероятнее
всего, из пылинок размером в 20 нм.
Планета HD 189733b: схема, поясняющая возникновения поляризации
Перемещение планеты по небу (справа), приводящее к возникновению переменной
поляризации (слева). Поляризация достигает максимума в моменты элонгаций (фазы 0.25 и
0.75), когда угол рассеяния = 90o. В моменты соединений (фазы 0.0 и 0.5) поляризация близка
к нулю из-за того, что свет, рассеянный вперед и назад, почти не поляризован.
Свойства экзопланет: статистика открытий
Всего открыто планет: 452 (к 16 апреля 2010 г.)
~ 47 систем с несколькими (до трех) планетами.
 Больше всего планет открыто методом
измерения лучевых скоростей: 360 (c 1995 г.)
 Много планет обнаружено методом транзита: > 70 (c 1999 г.)
Но: многие из них пока еще не подтверждены.
 10 планеты открыты методом гравитационной линзы (с 2004 г.)
 4 планеты открыто у пульсаров (с 1992 г.) – возможно эти планеты
сформировались после взрыва сверхновой из ее остатков.
 12 кандидатов в планеты обнаружены методом ноль-интерферометрии (с 2004 г.)
Образование планет вокруг звезд – не редкость, а обычное явление!
Солнечная система сильно отличается от других открытых планетных
систем! (но: необходимо принять во внимание сильный эффект селекции)
Источник информации по экзопланетам: The Extrasolar Planet Encyclopaedia
(http://exoplanet.eu/)
Свойства экзопланет: радиусы орбит
Значительное число экзопланет обращаются
вокруг своих звезд по орбитам < 0.1 AU !
Есть много планет с орбитой в пределах 0.040.05 AU с периодами обращения 3-4 дня и с
массой ≥ 1 MJ (hot Jupiters).
Прежняя теория формирования планетных
систем требует серьезной модификации.
1) Высокая температура на расстоянии < 0.1 AU
сильно затрудняет формирование планеты.
2) Масса типичного протопланетного диска
внутри таких коротких орбит слишком мала,
чтобы сформировать планету с массой
Юпитера, даже при 100% эффективности
использования имеющегося вещества.
3) Даже если бы вещества было достаточно,
молодой “горячий Юпитер” был бы разорван на
части гравитацией звезды.
Зависимость между массой (в MJ ) и длиной
большой полуоси орбиты (в AU) для
экзопланет (красные значки) и для планет
солнечной системы (зеленые значки). Взято
из: http://jilawww.colorado.edu/~pja/
Свойства экзопланет: эксцентриситеты орбит
Эксцентриситеты орбит экзопланет:
В целом, эксцентричность орбит
у экзопланет довольно велика!
Это обстоятельство трудно объяснить
одним эффектом селекции.
Планета, расположенная на близком
расстоянии от звезды, должна обращаться
по круговой орбите из-за приливного
воздействия.
Возможное объяснение: экзопланетыгиганты формируются на значительном
удалении от центральной звезды,
постепенно мигрируя по направлению к
ней.
Зависимоcть эксцентричности орбиты от
длины большой полуоси для экзопланетгигантов
(красные
значки)
и
планет
солнечной системы (зеленые значки). Видимое
отсутствие экзопланет на расстоянии более
3 AU - следствие эффекта наблюдательной
селекции.
Взято
из:
http://jilawww.colorado.edu/~pja/.
Свойства экзопланет: орбитальные периоды
Орбитальные периоды экзопланет:
Ясно видна группировка планет вокруг
периодов ~ 3 дня и видимое отсутствие
планет с более короткими периодами. 
Заметное отличие от распределения
периодов в двойных звездах!
1) Механизмы формирования планет и
звезд существенно отличаются.
2) В процессе миграции к центральной
звезде, планета-гигант в силу
определенных причин ”тормозит” на
расстоянии, соответствующему Porb ~ 3 дня.
Важное дополнение:
недавно обнаружены 4 планеты с
Porb < 3 дней, самый короткий из них
≈ 1.3 дня!
Зависимость
эксцентриситета
орбиты
от
величины орбитального периода для экзопланет
(красные значки), двойных звезд (черные точки),
планет-гигантов солнечной системы (зеленые
значки) и Земли (синий символ). Взято из Santos et al.
(2002).
Свойства экзопланет: массы
Сравнение масс экзопланет и карликовых звезд:
Теория предсказывает два принципиально
различных механизма формирования:
гравитационный коллапс для звезд и
аккреция на ядро для планет 
Два разных класса объектов должны быть
видны в функции распределения масс для
маломассивных компаньонов звезд!
Ясно видимый ”провал” в диапозоне масс ~ 20 и
~60 MJ : крайне мало объектов было обнаружено
(вплоть до 2002!)
Новейшие данные, начиная с 2006 г. постепенно
начали заполнять ”провал” в распределении
масс: открыт новый подкласс маломассивных
коричневых карликов - Y dwarfs .
Таким образом, одна лишь масса не может
более считаться критерием отличия звезды от
планеты.
Распределение масс для маломассивных
компаньонов у звезд солнечного типа. Виден
провал в диапазоне 20–60 масс Юпитера.
Взято из Santos et al. (2002).
Свойства экзопланет: металличность их звезд
•
Звезды с планетами имеют высокое
содержание металлов в своих
атмосферах.
•
Это хорошо согласуется с теорией,
предсказывающей образование планет в
результате аккреции на ядро.
•
Большое количество тяжелых элементов
в диске способствует образованию и
росту планетозималей.
•
Образование планет идет более быстро,
и у звезды больше шансов на появление
нескольких планет.
Зависимость частоты встречаемости планет
от количества железа в атмосфере звезды.
Взято из Santos et al. 2005
Формирование экзопланет: теория планетной миграции
Планетная миграция:
Горячие Юпитеры не могут формироваться
там, где сейчас находятся 
Они должны мигрировать от места своего
рождения туда, где они находятся сейчас.
Миграция
происходит
вследствие
гравитационного взаимодействия между
газовым и/или планетозимальным диском и
формирующейся планетой.
Существуют два типа миграционных мод,
разница между которыми определяется
накопленной массой планеты, а именно,
достаточно ли она массивна, чтобы
проделать круговую брешь в диске (тип II)
или нет (тип I)
Как правило, планета начинает свой
дрейф к центральной звезде с миграции
типа I. Так как вещество диска внутри
орбиты планеты вращается быстрее,
чем снаружи, диск ”подтормаживает”
планету. В результате потери планетой
части своего вращательного момента,
она начинает приближаться по спирали к
центральной звезде.
Формирование экзопланет: теория планетной миграции
Проблемы:
Почему
Юпитер
в
Солнечной
существует на расстоянии 5 AU?
системе
Типичное время миграции (105 - 106 лет)
слишком мало! Меньше типичного времени,
необходимого для завершения формирования
планеты-гиганта 
В большинстве случаев, планета не выживет,
а упадет на звезду! 
Существуют механизмы, останавливающие
миграцию на определенном расстоянии:
Центральная
пустая
полость
в
диске
(проделанная магнитосферой звезды) или
приливное трение (обмен угловым моментом
между орбитальным движением планеты и
осевым вращением звезды).
Есть и другие теории, например: дисковая
нестабильность (Boss 1997, 2003).
Если планета становится достаточно
большой и массивной, она начинает
аккрецировать
газ
из
диска
и
проделывает в нем круговую брешь на
пути своего движения по орбите. Это
резко замедляет темп миграции, в 10100 раз. Дальше происходит медленный
дрейф к звезде (миграция типа II).
Формирование экзопланет: теория дисковой нестабильности
Планеты образуются в результате гравитационной фрагментации и последующего
коллапса протопланетного диска.
Обеспечивает очень быстрое образование планеты-гиганта: всего за ~1000 лет! Планетагигант может успеть сформироваться на близком расстоянии от центральной звезды.
Недостатки:
1)Образуются только малые по массе аккреционные ядра
2)Отсутствуют детальные рассчеты (только качественные оценки)
Возможно,
что
дисковая
нестабильность работает в случае
звезд с большой концентрацией
металлов, а миграция – в случае
обычных звезд.
Формирование экзопланет: нерешенные вопросы
•Каково типичное время формирования планет-гигантов?
•Солнечная система – типичная планетарная система или редкость в мире планет?
•Могут ли в системах с горячими Юпитерами существовать планеты земного типа?
На наши знания об экзопланетах большое влияние оказывает эффект наблюдательной
селекции.  Астрофизики должны научиться обнаруживать планеты с массой Земли.
Необходимо улучшить точность наблюдений и повысить чувствительность приборов,
используемых для исследования планет!
В настоящее время имеющиеся приборы и методы наблюдений позволяют уверенно
обнаруживать планеты с массой ≥ 10 – 15 земных масс.
Есть возможность обнаружить т.н. сверх-земли (super-earth) – планеты с плотностью
Земли, но в десять с лишним раз более массивные.
Основные надежды в исследовании экзопланет связаны с использованием
космических телескопов.
Исследование экзопланет: проект Terrestrial Planet Finder (TPF, NASA)
Коронограф (TPF-C)
Оптический диапазон
Диаметр зеркала 4 – 6 м
Блокировка звезды диском
Спектрограф (атмосферы экзопланет)
Поиск планет, пригодных для жизни
Интерферометр (TPF-I)
ИК-диапазон (7 – 17 мкм)
5 зеркал диаметром 3 – 4 м
Ноль-интерферометрия
Спектрограф (атмосферы экзопланет)
Поиск и детальное исследование
планет, пригодных для жизни