|
Научились определять плотность звезды, наблюдая за её планетами
|
|
|
|
Астрономы лишены возможности засунуть звезду в пробирку или хотя бы слетать с нужным прибором в соседнюю галактику. Взамен они изобретают самые изощрённые способы вытащить из наблюдений необходимую информацию. Измерить скорость вращения звезды по поляризации её света? Использовать нейтронные звёзды как своих "агентов" внутри шарового скопления? Астрономы могут, умеют, практикуют.
|
|
|
|
Вот и астрофизики Эмили Сэндфорд (Emily Sandford) и Дэвид Киппинг (David Kipping) из Колумбийского университета в США применили весьма необычный метод определения плотности звёзд. Он опирается на наблюдения за их планетами.
|
 |
|
Сам метод был предложен другими учёными ещё в 2003 году, но лишь теперь накопилось достаточно данных, чтобы опробовать его на деле. Исследователи использовали результаты космического телескопа Kepler по поиску экзопланет методом транзитов.
|
|
|
|
В двух словах его суть состоит в следующем. Когда планета проходит между звездой и наблюдателем, происходит частичное затмение, оно же транзит. Наблюдаемая яркость звезды при этом характерным образом падает. Эти провалы на графике и являются сигналом, что у звезды есть планеты.
|
|
|
|
Метод транзитов позволяет сразу же определить два параметра: период обращения экзопланеты (время между двумя последовательными транзитами) и продолжительность самого транзита по лику светила. Как же из этих данных можно "вытащить" плотность звезды?
|
|
|
|
Задача решается особенно просто, если орбита планеты в точности круговая. Из закона всемирного тяготения можно сразу получить связь между плотностью звезды, периодом обращения планеты P и отношением a/R, где a – радиус орбиты и R – радиус звезды. Но последнее отношение легко выразить через продолжительность транзита, то есть время, которое планета проводит между наблюдателем и звездой. Для этого достаточно решить элементарную геометрическую задачу.
|
|
|
|
В итоге получается, что плотность звезды равна 3P/(п2GT3), где P – период обращения планеты (время между двумя транзитами) и T – продолжительность транзита. Обе эти величины непосредственно наблюдаются, ну а G – просто гравитационная постоянная. Но такое счастье и благолепие имеет место лишь в том случае, если орбита обнаруженного мира имеет форму окружности.
|
|
|
|
Орбиты же у планет, вообще говоря, вытянутые, эллиптические. Поэтому в формулу приходится вводить сложные поправки на "степень вытянутости" эллипса (как говорят математики, эксцентриситет). А для этого упомянутый параметр нужно знать.
|
|
|
|
Для некоторых планет его можно непосредственно измерить по наблюдениям. Это удаётся сделать, когда планета отражает достаточно много света, чтобы её вклад в сияние звезды был ощутим для земных телескопов. Тогда, когда планета скрывается от наблюдателя за диском звезды, видимая яркость светила падает, потому что до Земли не доходит отражённый планетой свет. Это называется вторичным затмением. Имея пару из транзита и вторичного затмения, можно восстановить форму орбиты достаточно точно.
|
|
|
|
Иногда удаётся оценить, насколько орбита близка к круговой, по косвенным данным. Если планета находится очень близко к своей звезде или входит в состав компактной системы из нескольких миров, её орбита не может быть слишком вытянутой. Чтобы стабильно обращаться вокруг звезды в таких условиях, по законам физики требуется почти круговая орбита. Насколько велико для конкретной планеты может быть это "почти", можно рассчитать, опираясь опять же на наблюдательные данные.
|
|
|
|
Применив все три метода оценки "округлости" орбиты, авторы измерили плотность 66 звёзд. Оценив погрешность измерений, они заключили, что по точности этот метод определения плотности сравним с астросейсмологией, но не требует столь тщательных измерений яркости.
|
|
|
|
К слову, новый метод можно использовать и "в обратную сторону". Если плотность звезды уже известна из независимых измерений, а расчёты описанным методом дают явно другое значение, то можно заключить, что астрономы просто-напросто имеют дело не с планетой, а с артефактом, ложным обнаружением.
|
|
|
|
Источник
|
