1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 84, № 7, 2020

Известия РАН. Серия физическая, 2020, T. 84, № 7, стр. 957-959

Численное моделирование спектральных измерений близко-орбитальных экзопланет

М. С. Руменских 1, *, И. Ф. Шайхисламов 1, А. Г. Березуцкий 1, И. Б. Мирошниченко 1, 2

1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт лазерной физики Сибирского отделения Российской академии наук
Новосибирск, Россия

2 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования “Новосибирский государственный технический университет”
Новосибирск, Россия

* E-mail: marina_rumenskikh@mail.ru

Поступила в редакцию 14.02.2020
После доработки 16.03.2020
Принята к публикации 27.03.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

Данная статья посвящена исследованию процессов, происходящих при взаимодействии планетарной атмосферы Глизе 436 b с натекающим плазменным ветром и ионизующим излучением родительской звезды. По итогам сравнения результатов численного моделирования с использованием самосогласованной магнитогидродинамической 3D-модели с результатами наблюдений посредством HST/STIS телескопа “Хаббл” был сделан вывод о приблизительных значениях скорости и плотности плазменного ветра звезды.

ВВЕДЕНИЕ

Со времен открытия первой экзопланеты экспериментальные и теоретические исследования этих космических объектов стали активно развиваться. Известно, что около 40% обнаруженных экзопланет вращаются вблизи (~0.1 а. е.) своих родительских звезд. Из-за малого расстояния воздействие на атмосферы планет оказывается значительным. Планета Глизе 436 b относится к классу теплых нептунов. Ее период обращения вокруг родительской звезды составляет 2.64 земных суток. Из-за малого расстояния между планетой и звездой (0.03 а. е.) верхняя атмосфера ионизуется и формирует сверхзвуковое течение. Оптические наблюдения телескопами “Хаббл” и “Спитцер” [1, 2] показали наличие в атмосфере планеты водорода, а также таких соединений, как СО2 и СН4. Кроме того, наличие водорода в атмосфере планеты было подтверждено теоретически.

Транзитные наблюдения [3, 4] показали значительное (~60%) поглощение линии Ly-α при проходе планеты перед диском звезды. Эта линия была выбрана, потому что атмосфера Глизе 436 b состоит преимущественно из водорода, и спектральные измерения проводились на длине волны 121.6 нм, что соответствует переходу серии Ly-α. По данным спектральных наблюдений определено, что поглощение происходит на скоростях от ‒120 до –40 км · с–1. Значительная величина поглощения ~60% показывает, что вокруг планеты существует обширное частично ионизованное облако водорода, в котором атомы ускорены или нагреты до больших температур.

Среди особенностей транзитной кривой, зарегистрированной телескопом “Хаббл”, стоит отметить раннее (относительно прохождения планеты перед диском звезды) поглощение [3] а также затянутое восстановление интенсивности Ly-α [4]. Это свидетельствует о том, что водородное облако вокруг планеты имеет протяженный (~50 млн км) хвост.

Целью нашей работы является исследование плазменного окружения горячих экзопланет, в частности взаимодействия атмосферы Глизе 436 b со звездным ветром, включая сравнение синтетических спектральных транзитных измерений, полученных в расчетах 3D газодинамическим кодом с измерениями телескопом “Хаббл”. Конечной целью является нахождения параметров звездного ветра. В настоящее время определение параметров далеких космических объектов не представляется возможным, а потому оптические методы диагностики оказываются единственным инструментом для определения таких важных параметров звездного ветра, как температура, скорость и плотность.

ОПИСАНИЕ МАТЕМАТИЧЕСКОЙ МОДЕЛИ

Для численного решения газодинамических уравнений непрерывности, сохранения импульса и энергии для различных компонент, записанных в следующем виде [7]:

(1)
$\frac{\partial }{{\partial t}}{{n}_{j}} + \nabla \left( {{{V}_{j}}{{n}_{j}}} \right) = {{N}_{{XUV,j}}} + {{N}_{{exh,j}}},$
(2)
$\begin{gathered} {{m}_{j}}\frac{\partial }{{\partial t}}{{V}_{j}} + m\left( {{{V}_{j}}\nabla } \right){{V}_{j}} = - \frac{1}{{{{n}_{j}}}}\nabla {{n}_{j}}k{{T}_{j}} - \frac{{{{z}_{j}}}}{{{{n}_{e}}}}\nabla {{n}_{e}}k{{T}_{e}} - \\ - \,\,{{m}_{j}}\nabla U - 2{{m}_{j}}{{V}_{j}}\Omega - {{m}_{j}}\sum\limits_i {C_{{ji}}^{{\upsilon }}\left( {{{V}_{j}} - {{V}_{i}}} \right)} , \\ \end{gathered} $
(3)
$\begin{gathered} \frac{\partial }{{\partial t}}{{T}_{j}} + \left( {{{V}_{j}}\nabla } \right){{T}_{j}} + \left( {\gamma - 1} \right){{T}_{j}}\nabla {{V}_{j}} = \\ = {{W}_{{XUV,j}}} - \sum\limits_i {C_{{ji}}^{T}\left( {{{T}_{j}} - {{T}_{i}}} \right)} . \\ \end{gathered} $

Модель многожидкостная и рассчитывает динамику различных атомарных и ионных компонент независимо, с учетом процессов ионизации и рекомбинации, плазмо-фото химии водородных молекул. Индекс j соответствует ионным, а i – электронным компонентам. Учет влияния ультрафиолетового излучения на динамику звездного ветра был произведен посредством включения первого слагаемого в правой части уравнений (1) и (3).

Используется система координат, совмещенная с центром планеты, ось Z которой направлена перпендикулярно плоскости эклиптики. Система координат обращается вместе с планетой и вращается вокруг оси с одинаковой частотой, так что ось X всегда направлена на звезду – так называемая приливно-захваченная система отсчета. Для вычислений используется сферическая сетка с неравномерным шагом по радиусу. Полагается, что скорость течения вещества на поверхности планеты равна нулю, а нормальная составляющая скорости у поверхности звезды определяется решением политропного уравнения эволюции звездного ветра при заданной температуры короны и интегральной скорости потери массы звездой [5, 6].

Планета Глизе 436 b с массой Mp = 0.07 MJ и радиусом R = 0.38 RJ, вращается на расстоянии D = = 0.028 а. е. вокруг красного карлика Глизе 436 спектрального класса M 2.5, имеющего массу MSt = 0.45 MS и радиус RSt = 0.46 RS. В качестве характерных значений численной задачи используется радиус планеты Rp = 2.5 · 109 см, температура 104 K и соответствующая скорость протонов V0 = = 9.07 км · с–1. Допплеровское уширение линии рассчитывается сверткой Лоренцевского профиля и Максвелловского распределения атомов по скоростям (свертка Фойгта, приближенная формула [7]).

РЕЗУЛЬТАТЫ

Глизе 436 b, проходя через диск звезды, поглощает часть ее излучения, что наглядно показывает транзитная кривая, зарегистрированная телескопом “Хаббл” (рис. 1, точки). Время прохождения планеты через диск звезды свидетельствует о наличии обширного облака перед планетой и протяженного хвоста позади. В работе исследовалась зависимость поглощения от таких параметров как интенсивность ионизующего излучения звезды (FXUV), плотность звездного ветра (n) а также его скорости и температуры. Сравнивая построенные транзитные и спектральные кривые с экспериментальными данными, можно сделать вывод о параметрах ветра родительской звезды Глизе 436.

Рис. 1.

Поглощение линии Ly-α. Линия была измерена телескопом “Хаббл” при транзите планеты перед диском звезды (точка отсчета временной шкалы – середина транзита). Измерения телескопа обозначены на рисунке точками (1), а рассчитанные транзитные кривые при различных параметрах звездного ветра – сплошными и пунктирными линиями (2 – FXUV = = 0.43, n = 2.5 · 107, T = 200; 3 – FXUV = 0.86, n = 2.5 · 107, T = 200; 4 – FXUV = 2, n = 2.5 · 107, T = 190).

Профиль линии Ly-α, излучаемый звездой Глизе 436 и зарегистрированный телескопом “Хаббл”, представлен на рис. 2 (серый пунктир). В транзите планеты линия показывает выраженное поглощение в голубом крыле в области скоростей –120 до –40 км · с–1 спектр звезды (черный пунктир). Это показывает существование обширного облака нейтралов, движущегося от звезды со значительной скоростью. Ускорение планетарных атомов происходит в модели за счет взаимодействия с быстрыми протонами звездного ветра, включая процесс перезарядки.

Рис. 2.

Профиль линии Ly-α звезды Глизе 436, измеренный телескопом “Хаббл” вне транзита (серый пунктир, 1) и при переходе планеты через диск звезды (черный пунктир, 2). Также построены транзитные кривые при различных параметрах звездного ветра, полученные в численном моделировании (3 – FXUV = = 0.43, n = 2.5 · 107, T = 200; 4 – FXUV = 0.43, n = 5 · 106, T = 220; 5 – FXUV = 2, n = 2.5 · 107, T = 190).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В ходе работы были найдены интенсивность ионизующей радиации FXUV = 0.43 эрг · см–2 · с–1 на сравнительном расстоянии 1 а. е.; концентрация протонов звездного ветра 3000 см–3 и скорость 200 км · с–1 на орбите планеты (при температуре короны T = 2 МК), при которых спектральные и транзитные кривые линии Ly-α хорошо совпадают с экспериментальными данными, полученными телескопом “Хаббл”/STIS.

Работа выполнена в рамках государственного задания Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (тема № АААА-А17-117021750017-0), а также при поддержке РНФ (проект № 18-12-00080 “Экзосфера горячих экзопланет и ее наблюдательные проявления”).

Список литературы

  1. Bourierr V., Ehrenreich D., Lecavelier des Étangs A. // arXiv: 1508.06634. 2015.

  2. Madhusudhan N., Seager S. // arXiv: 1004.5121. 2010.

  3. Lavie B., Ehrenreich D., Bourrier V. et al. // Astron. Astrophys. 2017. V. 605. Art. № L7.

  4. Ehrenreich D., Bourrier V., Wheatley P.J. et al. // Nature. 2015. V. 522. № 7557. P. 459.

  5. Shaikhislamov I.F., Khodachenko M.L., Sasunov Yu.L. et al. // Astrophys. J. 2014. V. 795. № 2. Art. № 132.

  6. Khodachenko M.L., Shaikhislamov I.F., Lammer H., Prokopov P.A. // Astrophys. J. 2015. V. 813. № 1. Art. № 50.

  7. Shaikhislamov I.F., Khodachenko M.L., Lammer H. et al. // Astrophys. J. 2016. V. 832. № 2. Art. № 173.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал