Kepler - космический телескоп для поиска планет

[vika vorobyeva]

Ссылка здесь. Пожалуйста, внесите 

Google подсказывает, что эта статья есть и в Архиве:
http://arxiv.org/pdf/1301.0644v1.pdf

[Erandir]

Да, а началось всё с того, что я сказал дескать к химсоставу поверхностей горячих (супер)земель будут подбираться (учитывая опыт на VLT – уже начали) через спектры экзосфер

Когда-то на форуме была тема про спектроскопию экзопланет, да угасла к сожалению. Учитывая, что мы уже уползли с темы планет Кеплера в общие вопросы – может попросить, дабы пару-тройку постов туда перекинули?

Не понятно, почему это так. Объясните?

Конечно
Для начала, я говорил не об интенсивности отдельных линий, а об общей силе сигнала. Это дело определяется количеством света прошедшем, в случае транзита – через «ободок» атмосферы, в случае вторичного затмения – от дневного полушария. Что бы прикинуть, какой световой поток мы поймаем, можно воспользоваться упрощёнными формулами. Для транзита:

Где H – высота однородной атмосферы, вычисляемая как H=kT/μg (k – постоянная Больцмана, T – средняя температура атмосферы, μ – средняя молекулярная масса, а g – ускорение свободного падения). M. Perryman, The Exoplanet Handbook (2011), p.137
Для вторичного затмения - более громоздко:

Когда преобладает отражённое излучение (выше) и когда преобладает тепловое (ниже):

где f – фактор теплопереноса, если процесс неэффективен, то f=0,5, если ночная сторона нагрета также, как и дневная, то f=0,25.
Когда не можем пренебречь какой-то из компонент - считаем обе и складываем.

Отсюда видно, что атмосферы из лёгких, газов будут «толстыми», H в сотни км, поэтому наблюдая транзит, сигнал мы получим сильный. Для горячих газовых планет, а их в основном и спектроскопируют - превышающий таковой от вторичного затмения. Варьируя параметры можно перейти к планетам для которых ситуация будет обратной – атмосфера слишком «тонкой» (как например земная - H=9 км) и/или дневное полушарие слишком ярким. В одном из крайних вариантов мы получаем безатмосферное тело, для которого (ΔF/F)atmo=0. Откуда же в предыдущем посте сравнение про сигнал в 1ppm - даже если у горячей (супер)земли за счёт испарения коры наберётся б/м заметная атмосфера, может даже с силикатными облаками, она врятли будет давать сигнал много интенсивнее. При том, что горячее полушарие может накидывать бОльшую величину.

Т.о. трансмиссионная спектроскопия хорошо работает для газовых и горячих планет. Для остальных остаётся только эмиссионная. Вопрос «всего лишь» в количестве света. В этом плане мне не сильно нравится формулировка про «информативнее»  - из эмиссинной спектроскопии по идее можно вытащить больше сведений о свойствах планеты, но и получить эту информацию не так уж просто. Хотя для экзопланет с «тонкими» атмосферами или без них выбора особо не будет. Ну, кроме экзосферных исследований при наблюдении транзитов, но экзосфера же не ответит на все интересующие вопросы.

С силой сигнала вроде бы всё. Линии/полосы начинаются потом, если начинаются - дымки и релеевское рассеяние может хорошо их забивать. Но это и так понятно Когда этого дела нет, то мы получаем спектр, в котором преобладают линии поглощения, что важно  - при обоих типах спектроскопии! Только при трансмиссионной – это дело «выкусывается» из света звезды, а при эмиссионной – из излучения планеты. При этом в случае трансмиссионной – это линии от верхней атмосферы, а эмиссионной – от всей. Последнее – важное дополнение с точки зрения информативности, хотя и не отменяет необходимости получения трансмиссионных спектров.

По моделированию эмиссионых ИК-спектров экзопланет есть вот такой обзорчик текущего года посвящённый линиям поглощения молекул атмосферы на фоне чернотельного излучения планеты.

Что касается эмиссионных линий, то у нас возможна тепловая эмиссия от областей температурной инверсии, в общем случае - от стратосферы (в тропосфере - будет поглощение), а также флуоресценция в верхней атмосфере.
Относительно первой, на планете могут быть области с преобладанием  излучения и с преобладанием поглощения для тех же веществ. Вот пример для углекислого газа в атмосфере Марса. В полярных областях, где поверхность холоднее атмосферы преобладает эмиссия, в экваториальных, где теплее поверхность - сорбция (рисунок слева). Разумеется, наблюдая спектр с целого диска планеты, мы будем получать результурующую – с полосой поглощения (рисунок справа):


Прошу прощения, если получилось несколько сумбурно.

[Dayan]

Спасибо за ответ!

Для начала, я говорил не об интенсивности отдельных линий, а об общей силе сигнала.

Значит мы друг друга просто не поняли.

Т.о. трансмиссионная спектроскопия хорошо работает для газовых и горячих планет. Для остальных остаётся только эмиссионная. Вопрос «всего лишь» в количестве света. В этом плане мне не сильно нравится формулировка про «информативнее»  - из эмиссинной спектроскопии по идее можно вытащить больше сведений о свойствах планеты, но и получить эту информацию не так уж просто. Хотя для экзопланет с «тонкими» атмосферами или без них выбора особо не будет. Ну, кроме экзосферных исследований при наблюдении транзитов, но экзосфера же не ответит на все интересующие вопросы.

Вытащить больше сведений - и подразумевалось - информативнее. И когда же это было легко с эмиссионными спектрами? (Про трудности их получения, не сомневайтесь, хорошо представляю!) Но эмиссионная спектроскопия молодых газовых планет, открытых прямым фотографическим методом, вроде бы работает довольно хорошо, а значит она и в случае горячих газовых планет на тесных орбитах тоже должна хорошо работать, разумеется, при разумном получении таких спектров.

С силой сигнала вроде бы всё. Линии/полосы начинаются потом, если начинаются - дымки и релеевское рассеяние может хорошо их забивать. Но это и так понятно Когда этого дела нет, то мы получаем спектр, в котором преобладают линии поглощения, что важно  - при обоих типах спектроскопии! Только при трансмиссионной – это дело «выкусывается» из света звезды, а при эмиссионной – из излучения планеты. При этом в случае трансмиссионной – это линии от верхней атмосферы, а эмиссионной – от всей. Последнее – важное дополнение с точки зрения информативности, хотя и не отменяет необходимости получения трансмиссионных спектров.

Никто и не говорил, в самом деле, что необходимо отменить получение трансмиссионных спектров в случае получения эмиссионных (такое мне даже в голову не пришло)! Конечно, необходимы разносторонние исследования, как бы не нужно зацикливаться на чём-то одном.

По моделированию эмиссионых ИК-спектров экзопланет есть вот такой обзорчик текущего года посвящённый линиям поглощения молекул атмосферы на фоне чернотельного излучения планеты.

Почитаем, спасибо!

Интересно, что сегодня на сайте НАСА появилась заметка по поводу исследования горячего гиганта Kepler-7b (NASA Space Telescopes Find Patchy Clouds on Exotic World). Как я понимаю, как и в случае Kepler-10b (но, вероятно, имеющая другую природу), на Kepler-7b была обнаружена ассиметрия фазовой кривой в фотометрии с Кеплера, интерпретируемая как яркое пятно в западном полушарии планеты. С помощью Спитцера удалось измерить температуру на планете, которая оказалась заключённой между 1100 и 1300 K. Однако, яркость пятна в западном полушарии не согласуется с такой "низкой" температурой излучающей поверхности, а значит оно является отражением света звезды облаками, которые оказываются сосредоточенными в этом самом западном полушарии. Данное пятно за несколько лет фотометрии Кеплера практически не меняло своего положения, т.е. это устойчивое атмосферное явление на горячем гиганте.

[Searcher16]

На exoplanet.eu появились как подтвержденные три новые планеты:

KOI-115.01, нептун на 5-дневной орбите у F6IV-звезды.  По каталогу KOI у нее есть  два дополнительных кандидата: внутренняя миниземля и внешний мининептун. Все они горячее 1000 K

KOI-282.01, нептун с периодом в 27 дней, прохладней предыдущего. Родительская звезда - старый желтый карлик ярче Солнца, тоже имеющий два кандидата в планеты (землеразмерные) на внутренней и внешней орбитах.

KOI-1781.02 -  ещё один мининептун, обращающийся вокруг раннего оранжевого карлика за три дня. Кроме него, там есть два других нептуна на внешних орбитах.

[Dayan]

На exoplanet.eu появились как подтвержденные три новые планеты:

KOI-82.01 ещё. Вот оригинальная статья: Influence of Stellar Multiplicity On Planet Formation. I. An Insight From $Kepler$ Multiple Planet Candidate Systems.

[Erandir]

Никто и не говорил, в самом деле, что необходимо отменить получение трансмиссионных спектров в случае получения эмиссионных

Разумеется, это же был риторический оборот В буквальном смысле вопрос в акцентах, расставляемых авторами тех или иных работ.

Как я уже писал, эмиссионная спектроскопия не редко рассматривается как более универсальная, но ближе к делу пригодность того или иного метода приходится считать отдельно. Вот пример с аналогами Земли, раз уж тема активно разрабатывается. На форуме как минимум раз приводили вот эту статью, где товарищи рассматривали  не просто спектры земель в ЗО, а то, как их бы могли получить конкретные запланированные инструменты – JWST и E-ELT. Так вот, наблюдения вторичных затмений оказались практически непригодны для получения спектров атмосфер таких планет – они слишком холодные для этого и дают слишком плохой контраст на фоне излучения звезды. Но при этом, снимая транзиты этих планет, оные телескопы смогут ловить линии поглощения углекислого газа, воды и пр. Похоже, что изучать атмосферы таких планет получится только на просвет, по крайней мере, пока ещё более мощные инструменты не войдут в строй.

Возвращаясь ближе к планетам Кеплера – меня не отпускал вопрос возможности установления состава поверхности Kepler-10b, да и других аналогичных планет. Сможет ли тот же JWST только проверить наличие лавового океана или же ещё дополнительно определить/ограничить его состав? К сожалению, подобных работ мне найти не удалось. Зато наткнулся на статью, где моделировали спектры безатмосферных земель с различным составом поверхности и, соответственно, обсуждали возможности различения подобных планет. Рассматривались следующие варианты: богатые металлами (пирит), ультраосновные, полевые шпаты, базальты, граниты, глины (1:1 Mg-смектит и серпентин), богатые водой силикаты (1:1 лёд и базальт) и богатые оксидами железа (1:1 гематит и базальт).

При этом нужно учитывать, что атмосфера, состоящая из «обычных» для земель веществ, таких как H₂O, CO₂, CO, CH₄, NH₃, SO₂ и пр. может в значительной степени «забивать» сигнал от поверхности. Для устранения такого эффекта необходимо либо получать трансмиссионный спектр для внесения поправки, либо применять спектроскопию высокого разрешения, которая должна позволить отделять более узкие атмосферные линии от «фона» минералов. Для наиболее горячих планет, вроде CoRoT-7b, чья  атмосфера будет состоять из продуктов испарения коры, пары металлов будут давать сильные и узкие линии поглощения в видимом диапазоне. Такие атмосферы не должны мешать получению спектральных характеристик поверхности (кто бы их ещё смоделировал?).

Если разобраться с атмосферой (или же она отсутствует/не мешает) получается, что широкополосная фотометрия в среднем ИК способна определять, сложена ли поверхность планеты силикатами или оксидами железа и выявлять каменистые миры. Необходимая точность для этого составляет 2ppm для землеразмерных планет у G-звёзд и 20ppm у М-звёзд. Ожидается, что JWST будет способен проводить подобную проверку подходящих планет у солнцеподобных звёзд. Для более точного выяснения состава потребуется фотометрия в ближнем ИК, где глубина вторичного затмения значительно ниже. Так, для определения железистых или гидратированных минералов у тех же планет потребуется точность 0,1 и 1ppm, соответственно.

В качестве иллюстрации, ниже приведена диаграмма расчётной глубины вторичного затмения для Kepler-20f в диапазоне 1-25 мкм при условии, что она не имеет заметной атмосферы и покрыта минералами из рассматриваемых авторами вариантов:

Видно, что в диапазоне Кеплера планета в любом случае будет давать вторичное затмение глубиной менее 1ppm, при этом в более длинных волнах получаются значения пригодные для будущих наблюдений.
Также для каждого состава была найдена температура подсолнечной точки, которая показывает, что все рассматриваемые варианты минералов будут находиться в твёрдом состоянии. Строго говоря, первооткрыватели не исключали состав со значительной долей воды для этой планеты, но авторы описываемой работы даже богатые водой силикаты в этом случае не рассматривали.
На диаграмме видно, что силикатные минералы дают спектральную подпись величиной более 2ppm в диапазонах 7-13 мкм и 15-25 мкм для ультраосновных пород  и гранитов. Также видны особенности спектра в диапазоне 15-25 мкм для минералов, богатых оксидом железа и для пирита в диапазоне более 22 мкм.

[Dayan]

Да, с учётом всего того, что сказано Вами, придётся согласиться в том, что до введения в строй JWST, E-ELT, и более совершенных будущих средств, эмиссионная спектроскопия экзопланет пока находится в недосягаемом положении (за исключением разрешённых от звёзд планет). Хотелось думать, что с этим всё не настолько плохо, и доказать здесь простыми рассчётами (через глубины вторичных транзитов и подсчёт накопляемых квантов на современных крупных телескопах), но они привели меня к обратному результату. Чтож, на сегодняшний день выбирать не приходится, и, действительно, трансмиссионная спектроскопия не так уж плоха в информативном плане.

[Erandir]

в недосягаемом положении (за исключением разрешённых от звёзд планет)

И горячих юпитеров, когда звезды яркие - можно получать эмиссионные спектры даже на наземных инструментах. Впрочем, это Вы и без меня знаете . А для остальных да, вторичное затмение и смена фаз за большое счастье приходится.

[Foma]

Ещё немного про лавовый океан и атмосферу/экзосферу. Товарищи, на которых я ссылался в контексте атмосфер горячих (супер)земель, использовали модели для испарения усреднённых земных силикатов и для коматиита. Последний – мантийная порода, самая тугоплавкая из магматических известных на Земле – температура плавления ~1600K! Если предполагать, что на Kepler-10b нет лавового океана, то состав поверхности должен быть весьма экзотическим. Народ, который как раз рассматривал вариант с океаном и заодно получил значительно более высокую оценку температуры дневной поверхности - 2500-3040K, предлагал  состав Al₂O₃ + CaO (с преобладанием первого) и с примесью частиц ThO₂. Такая лава была бы чрезвычайно тугоплавкой и могла бы обеспечивать наблюдаемое альбедо. Было бы интересно, если бы такую смесь сунули в MAGMA и посчитали, какую атмосферу бы она формировала – состав должен отличаться от результатов испарения силикатных пород, особенно если учесть, что при названных температурах уже хорошо летит SiO, когда есть из чего, разумеется. Ещё интереснее было бы, если на основании этого дела смоделировали экзосферу и оценили возможности обнаружения её, а также непосредственно атмосферы, различными инструментами, как современными, так и запланированными на ближайшее будущее.

В статье по первой ссылке есть полезный график давления насыщенных паров разных веществ при разных температурах. Используя эти данные, можно по формуле Герца-Кнудсена посчитать скорость испарения в вакуум:
G=(m/2*pi*k*T)^(1/2)*Ps(T)
где G  -  унос в кг/(м²*с), m - масса молекулы, k - постоянная Больцмана, T - температура поверхности в К, Ps(T) - давление насыщенного пара при температуре поверхности, в Па.
Соответствующая линейная скорость уноса D=G/ρ, где ρ - плотность материала в кг/м³.
Так вот, если мы возьмем T=2000-2100 К, то для наиболее распространенных материалов типа SiO, FeO, SiO₂ мы получим скорости испарения порядка 1-10 м в год. То есть за геологически короткий промежуток времени все это добро гарантированно улетит в космос. Останутся только самые низколетучие вещества, которые уже не смогут образовать детектируемую атмосферу или экзосферу. И это кстати объясняет неудачные попытки найти экзосферу у Корота-7b.

[Erandir]

все это добро гарантированно улетит в космос.

Спасибо за дополнение. Я бы сказал, что вот тут мы и переходим к алюмо-кальциевым лавам из второй ссылки, но есть один немаловажный момент - подобный расчёт скорости сублимации будет хорошо отражать потери массы для тел с маленькой второй космической скоростью. В нашем же случае нельзя сказать, что то, что испарилось гарантировано улетело. Товарищи, которые считали испарение KIC 12557548 b нашли, что планеты вроде Kepler-10b или CoRoT-7b стабильны в геологических масштабах времени в отличие от субземель в аналогичных условиях, если считать, что у них силикатная мантия/кора. Т.е. то, что испарилось не будет всё и сразу улетучиваться в космическое пространство, а создавать атмосферу и оседать в холодной ловушке ночного полушария. Есть предположение, что могут даже образовываться силикатные облака. Поэтому потери вещества необходимо считать отдельно, причём для различных поверхностей - в конце концов первоначальный химсостав подобных планет не обязан быть близким к земному - даже без карбидов вариантов хватает.

[Erandir]

В дополнение к предыдущему ответу. Есть статья трёхлетней давности в которой считали эволюцию CoRoT-7b для разного состава как сейчас, так и в прошлом. Конечно же авторы рассмотрели вариант испарения каменной/железокаменной планеты (сделано, понятное дело, для старой оценки массы):

Использовалась простая модель, но в результате мы видим, что даже силикатная планета не испаряется целиком за время существования системы. На деле испарение может идти ещё медленнее, т.к. в процессе сублимации на поверхности будут накапливаться тугоплавкие вещества, мешающие этому процессу. Поэтому сама мысль о поиске того, что же может газить на этой планете и на аналогичных - не провальна в своей сути. Хотя до понимания того, что действительно там происходит ещё идти и идти.

[vsf]

Да, с учётом всего того, что сказано Вами, придётся согласиться в том, что до введения в строй JWST, E-ELT, и более совершенных будущих средств, эмиссионная спектроскопия экзопланет пока находится в недосягаемом положении (за исключением разрешённых от звёзд планет).

Есть еще фактор яркости звезд. Кеплер-10b и Корот-7b это сравнительно тусклые звезды. Наверняка такие планеты есть у гораздо более ярких и близких звезд. Если даже сигнал такой планеты обнаружен у Альфы Центавры B.

Теоретики спектров экзопланет достаточно холодно относятся к Кеплеру. Они надеются на спектры у более близких звезд, которые дадут такие проекты, как TESS.

[Dayan]

Я просматривал программу Второй кеплеровской конференции, и увидел из чего-то интересного, что там будет. Например, в одной из сессий будут говорить о подтверждении третьей планеты в системе Kepler-47, причём, видимо, транзитной в определённые моменты! Ещё пример, в другой сессии представят 12 новых кандидатов в земли и суперземли, находящихся в обитаемой зоне, 4 из которых входят в состав мультитранзитных систем. Не знаю что насчёт новых подтверждённых и ожидаемых открытий (именно того, что все хотят ), в программе об этом ничего не сказано.

[Erandir]

Например, в одной из сессий будут говорить о подтверждении третьей планеты в системе Kepler-47, причём, видимо, транзитной в определённые моменты!

Немножко дополню.
Когда описывали систему, был выловлен одиночный транзитный сигнал в 12м квартале. Затем выловили ещё 2 транзита. Через TTV показали, что это планета в той же системе. Её радиус близок к планете c, период составляет 187,3 сут, т.е. орбита лежит между таковыми уже известных планет. Также было показано, что её транзиты мелькали и ранее, но из-за прицельного параметра близкого к 1 они выходили очень мелкими. Динамическая модель системы показывает, что в течение нескольких ближайших лет прицельный параметр планеты d будет снижаться из-за прецессии, с другой стороны, по аналогичной причине планета b не будет транзитной на протяжении 4 лет, примерно с июля 2013 года начиная.
http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Orosz.pdf

На конференции будет объявлена ещё одна «пропадающая» планета – KIC12351927b. Это планета размером с Нептун, вращающаяся вокруг пары K+M карликов с периодом 65 сут снаружи от ЗО, но близко к её расширенному варианту. Звёзды, в свою очередь, обращаются вокруг барицентра с периодом 10 сут. Близость двух светил приводит к сильной прецессии орбиты с периодом около 4000 сут, в результате чего периодически планета исчезает в фотометрии. Также ожидается, что ось вращения планеты прецессирует со сравнимым периодом.
http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Kostov.pdf

Северный ХАРПС взвесил Kepler-78b! Будем ждать цифр и трактовки природы планеты .
http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Lovis.pdf

[Searcher16]

Кроме того, KOI-3158, похоже,  подтверждена. А пятерка ее планет сдулась до размеров Марса и даже Луны!

И до жути интересно, что это за 12 кандидатов в земли и суперземли в ОЗ ?

Про KIC12351927b : при периоде в 65 дней она будет не "снаружи", а просто вне обитаемой зоны. Даже у тусклых оранжевых карликов класса K7V (типичный пример - Kepler-55) ЗО находится на высоте порядка 60 суток! А тут ещё вторая звезда - КК. Она тоже имеет массу, соответственно орбита планеты будет ещё шире. Думаю, тепловой режим планеты близок к таковому у Kepler-69 c, но никак не к марсианскому! Что ж... подождем-увидим.

[vsf]

Кроме того, KOI-3158, похоже,  подтверждена. А пятерка ее планет сдулась до размеров Марса и даже Луны!

Особо подчеркивается, что это металл-бедная звезда с большим собственным движением. Вероятный член гало Галактики.

Представитель древних планетных систем. Хватило вещества только на очень маленькие планеты.

[Searcher16]

Да и KOI-1422 - почти наверняка из гало. Однако там тоже 5 планет, размерами от субмарса до субвенеры + явные намёки на шестую.

По-видимому, тут дело в металличности. Когда она по-настоящему мала, относительно большие планеты (к примеру, каменные/водные суперземли массами около 3 земных) становятся редкостью. Только у планет с массой/радиусом порядка земного распределение не зависит от содержания элементов тяжелее гелия.

[Olweg]

Северный ХАРПС взвесил Kepler-78b! Будем ждать цифр и трактовки природы планеты .
http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Lovis.pdf

Наконец-то результаты от HARPS-N! Хотя сама планета, честно говоря, не очень интересна - и так понятно, чего от неё ожидать в плане плотности при таких-то температурах )

[Erandir]

и так понятно, чего от неё ожидать в плане плотности при таких-то температурах )

Как известно - дьявол кроется в деталях. В данном случае - в том, какой точности измерений удалось достичь. Ведь по хорошему погрешности определения среднего состава горячих суперземель оставляют желать лучшего - например, для Kepler-10b фракция железа получается чуть ли не 10-60%. "Прилично" смотрится только Kepler-36b, но такая точность на TTV - редкое исключение. Благо, осталось не долго до анонса результатов . Конечно, хочется сравнительного материала с точностью выше, чем у HIRES, но этого, похоже, придётся ждать дольше.

[vika vorobyeva]

Сегодня в Архиве несколько интересных статей
Одна посвящена анализу тайминга транзитов системы KOI-1574. В этой системе известны два транзитных кандидата: планета-гигант радиусом 13.5 ± 0.5 радиусов Земли и нептун радиусом 6.1 ± 0.3 радиусов Земли на сравнительно широких орбитах с периодами 114 и 191 земных суток. Группа товарищей проанализировала вариации времени наступления транзитов и нашла, что они антикоррелируют между собой (т.е. обе планеты явно находятся в одной системе). Кроме того, были измерены массы обеих планет, составившие 324 и 6.4 масс Земли. Иначе говоря, обе планеты отличаются очень низкой средней плотностью 0.73 и 0.15 г/куб.см, что довольно странно для таких сравнительно холодных планет.
Помимо этого, авторы нашли в той же системе еще 2 транзитных кандидата меньших размеров и с небольшими периодами.

http://arxiv.org/abs/1310.2064