ВНИМАНИЕ! На форуме начался конкурс - астрофотография месяца ИЮЛЬ!
0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.
Большое спасибо за ссылку. Скачал, буду смотреть.
1. Верно, ли я понял, что пока только Хаббл и Спитцер получили внятные результаты? Наземные инструменты не годятся в принципе?
2. Удались ли попытки получить спектр отражённого света, в смысле - нетранзитных горячих гигантов? Ипсилон Андромеды b, 51 Пегаса b и HD 179949b хотя бы. Или только фазовую кривую?
3. По поводу Глизе 876 - удалось ли оценить плотность атмосферы? В статье неясно...
В 2008 году были также проведены поиски фазовой кривой у Глизе 876, звезды у которой была открыты первая транзитная суперземля. Эти наблюдения продолжались непрерывно в течение 32 часов на 8 микронах. Была достигнута точность фотометрии 0.039% на 25 секундных интервалах. Наблюдение позволило установить верхний предел на уровне 3 сигма в 0.00513% на обнаружение фазовой кривой. [45]
4. Как насчёт прохладных водных гигантов? Надо ждать запуска Уэбба? Или Кеплеру будет по зубам отражённый спектр нетранзитов? Хм...
Кроме того планируется потратить порядка 400 часов наблюдательного времени на наблюдение вторичных затмений на 3.6 и 4.5 микрон наиболее примечательных представителей, родоначальников новых классов планет, которые обнаружит Кеплер (холодные юпитеры, горячие нептуны и очень горячие земли). В общем итоге планируется изучить около 20 планет Кеплера за 2 первых года теплой миссии Спитцера. [114]
5. Да, и последнее - можно ли вообще по спектру определить плотность атмосферы транзитной планеты, особенно мелкой (суперземля и мельче)? И парциальное давление составляющих газов, хотя бы порядок? Фотолизный атомарный кислород в экзосфере, это одно, а кислородная атмосфера - совсем другое...
Цитата: Golossvyshe от 22 Янв 2010 [18:09:12]5. Да, и последнее - можно ли вообще по спектру определить плотность атмосферы транзитной планеты, особенно мелкой (суперземля и мельче)? И парциальное давление составляющих газов, хотя бы порядок? Фотолизный атомарный кислород в экзосфере, это одно, а кислородная атмосфера - совсем другое...Не попадалось внятного ответа на этот вопрос. Если попадется, отпишусь в этой теме.
Замечательно, просто замечательно. Даже не думал, что УЖЕ столько наработано. Но всё-таки точность определения диаметра экзопланеты 50 км - воля Ваша, это дас ист фантастишь. У меня ещё где-то сохранился справочник 1950-х, в коем размеры Плутона = 0,6-0,7 R Земли. Причём, естественно, столь крупное тело "имеет разреженную атмосферу из азота и метана". И никаких Харонов! Не имеет ли место и тут т. н. "безудержная интерпретация" данных?
Но всё-таки точность определения диаметра экзопланеты 50 км - воля Ваша, это дас ист фантастишь. У меня ещё где-то сохранился справочник 1950-х, в коем размеры Плутона = 0,6-0,7 R Земли. Причём, естественно, столь крупное тело "имеет разреженную атмосферу из азота и метана". И никаких Харонов! Не имеет ли место и тут т. н. "безудержная интерпретация" данных?
Да конечно 50 километров это очень много. Но видимо там много особенностей. К примеру таких:- HD 189733 достаточно яркая звезда с V=7- ACS-HRC была уникальная камера на Хаббле. Вроде ее чистая стоимость изготавления была порядка 80 миллионов $, что сравнимо с ценой 10-метрового наземного телескопа. Сейчас ее уже нет, во время последнего полета Шаттла к Хабблу в мае 2009 года починить ее не удалось после поломки в 2007 году. Наверное другие инструменты на Хаббле не имеют подобной точности измерения фотометрии.
Внес последние поправки в текст (выделил их желтым цветом).http://webfile.ru/4252438
Главное преимущество Вебба перед Спитцером — это огромное зеркало, диаметром 6.5 метров против 0.95 метров у Спитцера. Следовательно, Вебб сможет проводить в 6.5^2/0.95^2=42/1.9=20 раз более короткие экспозиции для получения сравнимых спектров экзопланет.
В любом случае - спектроскопия, похоже, именно тот "золотой ключик" в астрономии экзопланет. Вряд ли в 21-м веке будут созданы инструменты, позволяющие прямым наблюдением оценить размер диска экзопланет, находящихся за десятки и сотни парсек. Даже если на орбиту выведут OWL А тут пожалуйста, и расстояние не помеха... Вот тебе и "косвенный метод". Иная кривая короче прямой
Кстати, раз уж зашла речь - нет ли у Вас сведений по Кекам? Они же в паре могут работать, в режиме интерферометра. Уникальное должно быть разрешение, по идее можно бы видеть нетранзиты, прямым наблюдением. Нет там такой программы?
Наконец-то мне удалось скачать файл и изучить его.
На самом деле, Вебб может проводить в (6.5/0.95)2=46.8 раз более короткие экспозиции, чем Кеплер. Хаббл - в (2.5/0.95)2=6.9 раз, чем Кеплер.Но, значит ли это, что чувствительности Вебба и Хаббла больше чувствительности Кеплера во столько же раз (я имею ввиду в частях на миллион для глубины транзитов)?
Надо было попросить, я бы по е-майлу отправил.
В твоем случае тоже неточность. Кеплер с Веббом сравнивать нет смысла, это телескопы для разных длин волн.Поэтому имеет смысл сравнивать Спитцер с Веббом и Хаббл с Кеплером.Кстати я неправильно указал апертуру Спитцера - не 0.95, а 0.85 метраИтого разница в площади зеркал у них 6.5^2/0.85^2=42.25/0.7225=58 раз.
Коричневые карлики, протозвезды, пылевые диски вокруг молодых звезд, экзопланеты достаточно холодные, и поэтому тоже излучают на длинных волнах.
Справа теоретический транзитный спектр малой Земли Веббом. Вероятно это планета размером с Землю, так как указано, что глубина транзита 159 частей на миллион, а звезда М2V карлик. Спектр получают наблюдением 10 транзитов за 55 часов наблюдательного времени. Т.е. даже в случае Вебба нужно достаточно много времени, чтобы накопить фотометрии (числа фотонов) для получения спектра.По вертикали указаны деления размером в 2 части на миллион, по горизонтали длина волна. Для сравнения напомню, что у Кеплера точность фотометрии 10-20 частей на миллион, да и то не на множестве диапозонов (т.е. на спектре), а всего на одной длине волны.Кстати опять же из этого графика можно получить, что Вебб получая транзитный спектр измеряет диаметр планеты размером с Землю, как 159 частей на миллион (указаную глубину транзита) на 1 часть на миллион (точность измерения спектра на графике по вертикали) или 12000 километров на примерно 160 равно около 80 километров точности измерения размера планеты, а точнее ее атмосферы. Похожий результат на Хаббловский, особенно учитывая, что красный карлик будет много кратно тусклее звезды HD189733 c V=7. Вообще теоретически на том же Спитцере (ну или Хаббле) можно было бы получить подобный спектр. Инфракрасный диапозоне лучше, тем что планеты с комнатной температурой там гораздо ярче, чем в оптическом диапозоне. Но во первых пока нет хороших кандидатов в обитаемые земли у тех же красных карликов для подобной транзитной спектроскопии, во вторых нужно гораздо больше наблюдательного времени. Т.е. если Веббу требуется 55 часов экспозиции, то Спитцеру 55*60=3300 часов или 137 суток.
Понятно, спасибо! Ты что-нибудь знаешь насчёт Гершеля или Планка - их тоже можно применять для исследования транзитных планет в ИК-диапазоне? На Астронете о целях Гершеля как-то вскользь упоминается:ЦитатаКоричневые карлики, протозвезды, пылевые диски вокруг молодых звезд, экзопланеты достаточно холодные, и поэтому тоже излучают на длинных волнах.и до сих пор ничего о них не слышно (может быть потому, что они пока заняты другими исследованиями).
Правильно ли понимаю, что чтобы надёжно измерить глубину транзитной земли даже у красного карлика (именно с точностью до 1 части на миллион), Веббу понадобится 55 ч, Спитцеру - 137 суток. Да уж - даже 55 часов - многовато, не говоря уже про 137 суток. Возможно ли в реальной ситуации выделение такого большого времени на космических телескопах? Зато можно будет "поймать" атмосферу.
Цитата: Dayan от 25 Янв 2010 [10:49:59] Правильно ли понимаю, что чтобы надёжно измерить глубину транзитной земли даже у красного карлика (именно с точностью до 1 части на миллион), Веббу понадобится 55 ч, Спитцеру - 137 суток. Да уж - даже 55 часов - многовато, не говоря уже про 137 суток. Возможно ли в реальной ситуации выделение такого большого времени на космических телескопах? Зато можно будет "поймать" атмосферу.Нет, это ТРАНЗИТНЫЙ СПЕКТР, т.е. измерение глубины транзита (или радиуса планеты) не в одном определенном диапозоне, а во множестве. Я вот на глаз из картинки вижу, что в спектре Вебба порядка 100 разных длин (число ступенек в черной кривой). Тем самым измерить глубину транзита в одном конкретном диапозоне с точностью в 1 часть на миллион можно и пронаблюдав только один транзит за 5 часов.
Насчет большой длительности наблюдений.Вот спектр (черные отметки) HD 189733b взятый из статьи http://arxiv.org/abs/0901.4774В этой статье пишут, что это спектр Спитцер получил проведя наблюдение 10 вторичных затмений, на каждое из которых было затрачено около 6 часов. Итого в общем около 60 часов наблюдений на Спитцере.
Или вот статистика распределения наблюдений Спитцера на шестом году миссииИз таблицы следует, что из 1552 часов доступного наблюдательного времени на Спитцере 341 час выделено по теме экзопланеты или 22%. В основном понятное дело это наблюдение транзитов и построение фазовых кривых.Думаю в такой же пропорции будут выделять время и на Веббе, который работает практически в том же диапозоне, как и Спитцер.
Т.е. это суммарное время наблюдения во многих диапазонах спектра (не одновременно). Ведь каждый телескоп принимает излучение в некотором диапазоне длин волн (положение которого можно регулировать для некоторых телескопов как у радиприёмников, но не очень сильно, а возможно, и его ширину?). И в данное конкретное время наблюдения этот диапазон является очень узким. Так понимаю, одновременно фиксировать излучение на довольно разных частотах (в широком диапазоне) космические телескопы не могут? Хочу чётко разобраться, чтобы потом не было пробелов в понимании возможностей подобных инструментов.
Я так понимаю, Спитцер наблюдал одновременно в широком диапазоне длин волн (наблюдений всего 10, а чёрных отметок много больше), или сначала в одном интервале (скажем от лямбда1 до лямбда2 10 точек), затем в другом (от лямбда3 до лямбда4 10 точек) и т.д.?
Вообще конечно нужно мне в тексте четко разграничить два понятия - ТРАНЗИТНЫЙ СПЕКТР и СПЕКТР ДНЕВНОЙ СТОРОНЫ.ТРАНЗИТНЫЙ СПЕКТР, это когда главное затмение наблюдают в различных диапозонах. Т.е. это будет спектр промежуточной зоны атмосферы между дневной и ночной стороной планеты. Он в значительно степени связан с разным диаметром планеты из-за разных химических составляющих атмосферы. К примеру водородная корона будет значительно шире, чем кислородная составляющая или водяной пар. Хотя конечно к спектру может еще добавлятся излучение приходящее с ночной стороны планеты, но вероятно в ближнем ИК для приливно запертой планеты его яркость достаточно невелика.СПЕКТР ДНЕВНОЙ СТОРОНЫ, это когда в различных диапозонах наблюдают уже вторичное затмение, т.е. собственное излучение планеты. В этом случае получают спектр освещенной стороны планеты.Теоретически транзитные спектры и спектр дневной стороны должны отличатся. Особенно в случае приливно запертых землеподобных планет, где на ночной стороне атмосфера будет замерзать, а на дневной снова появлятся. Хотя конечно получение спектра дневной стороны гораздо сложнее, т.к. даже в ближнем ИК вторичное затмение меньше первичного на порядок, а ближе к оптическому диапозону вообще разница увеличивается до 2 порядков.
В общем сюдя по всему наземные инфракрасные телескопы тоже заняли свою нишу в промежутке между 2.5 и 5 микронами, где пока нет соответствующих возможностей на космических телескопах.
Цитата: Golossvyshe от 10 Фев 2010 [22:59:19]/////к моменту запуска Вебба спектры экзопланет смогут получать любители. *пока шутка*
/////к моменту запуска Вебба спектры экзопланет смогут получать любители. *пока шутка*
Автор
Тема: Спектроскопия внесолнечных планет (Прочитано 5254 раз)
