ЗВЕЗДНЫЙ ПАТРУЛЬ

Космический комплекс для исследования внесолнечных планетных систем,
предлагается для включения в Федеральную космическую программу на 2016-2025 гг

Карта сайта:

Главная
Главная страница сайта

Экзопланеты
Современные сведения, актуальные и значимые наблюдательные задачи

Методы и интструменты
Методы и инструменты обнаружения и исследования экзопланет

Звездный Патруль. Фотометрия
Научные задачи и инструментальные возможности фотометрической части миссии

Звездный Патруль. Прямое наблюдение экзопланет
Научные задачи и инструментальные возможности по прямому наблюдению экзопланет

Звездный Патруль. Солнечная система
Научные задачи дистанционного исследования планет и малых тел Солнечной Системы

Лаборатория 535 (отдел 53 ИКИ РАН): фотометрии и ИК-радиометрии
Состав и основные публикации сотрудников лаборатории

Звездный Патруль. Прямое наблюдение экзопланет

Краткий обзор результатов наблюдений экзопланет
Научные задачи для коронографического наблюдения экзопланет
Теоретические предпосылки и инструментальная возможность наблюдения экзопланет
Спектральный диапазон и разрешение

Изучение экзопланет и внесолнечных планетных систем принадлежит к передовым задачам современной астрофизики. В настоящее время стало возможным изучение внесолнечных планет с помощью прямых наблюдений (т.е. построения их изображений и исследования спектров). Это позволит расширить фундаментальные вопросы планетологии, в том числе знания, связанные с образованием и эволюцией Солнечной системы.

Краткий обзор результатов наблюдений экзопланет

Изучение экзопланет кардинально расширило знания человечества, накопленные до конца XX века и основанные лишь на исследовании планет Солнечной системы. Были обнаружены многочисленные новые типы планет, не имеющие аналогов в Солнечной системе: «горячие юпитеры», обращающееся по орбитам вокруг родительской звезды на расстояниях менее 10 звездных радиусов, «мини-нептуны» – планеты с массой в несколько масс Земли, но окруженные протяженной замерзшей водородно-гелиевой атмосферой, «суперземли» – массивные твердые планеты с массой 4-8 масс Земли, и т.д. По данным, полученным космическим телескопом им. Кеплера, большинство внесолнечных планет имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна (т.е. их радиусы лежат в интервале от 1 до 3.8 радиусов Земли).

Уже имеющиеся данные об экзопланетах свидетельствуют о существенном разнообразии типов планет и планетных систем, значительно расширяющем представления, основанные на примере Солнечной системы.

Подавляющее большинство известных экзопланет было открыто косвенными методами. Лидером по количеству открытий до сих пор является метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Этот метод основан на регистрации колебаний лучевой скорости родительской звезды, вызванных гравитационным влиянием вращающихся вокруг нее планет. Еще одним мощным методом поиска является транзитный метод, основанный на регистрации незначительного ослабления блеска звезды, вызванного проходом планеты по ее диску. Около двух с половиной десятков планет открыто методом гравитационного микролинзирования, и еще полтора десятка – методом тайминга транзитов.

И метод измерения лучевых скоростей, и тем более транзитный метод наиболее чувствительны к массивным планетам, расположенным сравнительно близко от своих звезд. Однако методом лучевых скоростей было открыто и около двух десятков аналогов Юпитера – планет-гигантов, удаленных от своих звезд на расстояние более 5 а.е. Более 2 тысяч планет-гигантов с большой полуосью орбиты 3-5 а.е. предположительно будет открыто астрометрическим телескопом GAIA (ЕКА). Исследовать спектры атмосфер этих планет будет возможно при непосредственном наблюдении орбитальным комплексом из космического телескопа, оснащенного высококонтрастным коронографом.

Сравнительно недавно были получены изображения нескольких массивных планет-гигантов у молодых звезд (возраст < 200 миллионов лет): четырех планет в системе HR 8799, планеты бета Pictoris b, GJ 50 b, HD 95086 b и др. Путем измерения блеска в различных спектральных полосах инфракрасного диапазона были получены и первые грубые спектры этих планет, что дало важные ограничения на химический состав их атмосфер. Так, в атмосфере планеты GJ 50 b был обнаружен метан, а планеты системы HR 8799 оказались окутаны густыми облаками.

Первое поколение спектральных инструментов для экзопланет, нацеленных на ближний и средний ИК диапазоны, должно заработать в ближайшие 10 лет:
  • на наземных телескопах:
    • SPHERE
    • GPI
    • HiCIAO
    • P1640 Phase II
    • FLAO
  • на космических телескопах:
    • JWST
    • SPICA Coronagraph Instrument
Примерно спустя десятилетие намечено начало работы тридцатиметрового телескопа ELT с инструментами:
  • EPICS
  • PFI
которые, возможно, позволят наблюдать газовые гиганты и суперземли у ближайших к Солнцу звезд.

Для работы в этом направлении также был предложен ряд небольших космических экспериментов – телескопов, оснащенных коронографом. Изучение возможностей этих космических экспериментов сводилось к оценке возможности получить высокий контраст изображения вблизи звезды с дифракционным фоном. Кроме того, были проведены детальные исследования возможности создания коронографа с большой апертурой и коронографа с интерферометром с длинной базой для детектирования землеподобных планет из космоса. Этому была посвящена программа TPF – Terrestrial Planet Finder,в рамках которой предполагалось создание серии космических телескопов со звездным коронографом. К сожалению, технологические трудности в развитии метода звездной коронографии привели к прекращению финансирования программы TPF и к откладыванию работ по этому проекту как минимум до 2025...2030 гг.

Среди проектов космических телескопов, оснащенных коронографом, следует отметить и проект SPICES – Spectro-Polarimetric Imaging and Characterization of Exoplanetary Systems, представленный в ЕКА (ESA) в 2010 г. с японским и американским участием. В зарубежной миссии SPICES запланировано исследование двух вопросов:
  • систематическое исследование атмосфер газовых гигантов (аналогов Юпитера и Сатурна) и ледяных гигантов (аналогов Урана и Нептуна), возможно, суперземель и мини-нептунов у ближайших к Солнечной системе звезд;
  • технологическое развитие методики непосредственного наблюдения экзопланет для будущих космических миссий, посвященных поиску и исследованию землеподобных планет.
Телескоп SPICES будет иметь максимальное поле зрения 13 угловых секунд для наблюдений протопланетных и околозвездных дисков. Посредством этого инструмента можно будет открывать и новые планеты – например, в известных планетных системах и зодиакальных дисках. Предварительная оценка числа анализируемых планет – ~100 на протяжении 3...5 лет. Основная цель миссии – это фотометрия – исследование светового потока, и спектрополяриметрия в видимом диапазоне длин волн холодных экзопланет, уже открытых методами лучевых скоростей и астрометрией (в продолжении исследований GAIA).

Научные задачи для коронографического наблюдения экзопланет

В настоящий момент уточняются цели наблюдения для коронографа по исследованию известных экзопланет. Проанализировано аппаратно реализуемое необходимое соотношение сигнал-шум в начале для спектрально широких, фактически, цветовых (со спектральным разрешением R=5 и выше) фотометрических измерений альбедо планет. Прогнозируемая научная значимость подобных исследований – это анализ атмосфер экзопланет для поиска и исследования био-маркеров. Составлены аналитические цветовые (грубые) спектры со спектральным разрешением R=5 и R=15 атмосфер Юпитера и Нептуна.

Первым шагом в исследовании экзопланет, для которых пока невозможно провести спектроскопию с высоким разрешением, могло бы стать определение типа планеты по ее цвету (т.е. спектру с низким спектральным разрешением). Тип экзопланеты возможно определить по аналогии с одной из планет Солнечной системы или с другими моделями с учетом дополнительной информации о металличности родительской звезды и орбите экзопланеты.

Теоретические предпосылки и инструментальная возможность наблюдения экзопланет телескопом метрового класса, оснащенным коронографом

В настоящее время активно развивается метод непосредственного наблюдения экзопланеты или метод высокого оптического контраста (high-contrast imaging) астрономического изображения. Во-первых, непосредственное изображение экзопланеты или даже экзопланетной системы разрешит неоднозначности, полученные косвенными методами, во-вторых, возможно получение спектра экзопланеты.

Свет звезды на 6-10 порядков сильнее света, отраженного от планеты, расположенной в непосредственной близости от звезды (для модели Солнце-Земля), так что дифракционные эффекты телескопа, рассеяние на оптических элементах превосходят слабое изображение экзопланеты на много порядков. Инструментальные возможные решения этой оптической задачи заключаются в разработке звездных коронографов, различных типов и принципов действия, с целью искусственного затмения звезды или ослаблении ее света и фильтрации отраженного света планеты. За исключением принципа вынесенной маски (external occulter), оптический инструмент – коронограф, располагается после телескопа, оптика последнего имеет угловое разрешение, способное оптически разрешить планету и звезду в режиме дифракционно-ограниченного изображения. Разрешающая способность телескопа в режиме дифракционно-ограниченного изображения определяется длиной волны, на которой проводят наблюдение, и апертурой телескопа. Для проекта «Звездный патруль» планируется использовать телескоп диаметром около 1,5 метра. Для подобного телескопа разрешающим пределом будет изображение планеты земного типа на орбите на расстоянии 1 а. е. от родительской звезды (на длине волны 1 мкм), которая находится на расстоянии от наблюдателя на удалении 5 парсек. Отметим, что объекты подобные Земле с расстояния в 5-10 парсек будут выглядеть как объекты 28m...29m.

Для модельной пары из планеты земного типа и звезды солнечного типа контраст светимостей (т.е. интегрального светового потока от Солнца и отраженного потока от Земли) составляет 9 порядков в видимом диапазоне и 6 порядков –в среднем ИК.

Для достижения высокого коронографического контраста в видимом диапазоне (длина волны 0,5..0,8 мкм) и в ближнем ИК-диапазоне (длина волны < 4 мкм) схему телескоп-коронограф дополняют высокоточным корректором волнового фронта с целью исправления остаточных аберраций телескопа. Для коронографического наблюдения экзопланеты земного типа допустимая ошибка волнового фронта составляет менее lambda/5000. На телескопе метрового класса по причине максимального пространственного разрешения 0.1 угл. с. и слабого по интенсивности светового потока непосредственно от экзопланеты рекомендовано применить спектрально широкополосный (ахроматический) коронограф с наименьшим внутренним рабочим углом (IWA – inner working angle). Выход коронографа следует направить на камеру поля, и произвести спектральный и поляриметрический анализы.

Современные технологии коррекции волнового фронта демонстрируют качество волнового фронта, скорректированного, например, от прототипа телескопа GAIA, на уровне среднеквадратичного отклонения ~ 8 нм (~ lambda/125 при lambda = 1 мкм или lambda/500 при lambda = 4 мкм).

Для коррекции волнового фронта с высокой точностью известен принцип само-когерентной камеры (SCC – self-coherent camera). SCC камеру интегрируют в оптическую схему коронографа. Принцип функционирования SCC камеры – это интерференционная модуляция спекл поля остаточного (не полностью погашенного) света звезды. В режиме SCC возможно одновременно зарегистрировать объект наблюдения и промодулировать ошибки волнового фронта в плоскости изображения по фазе и по амплитуде, отделяя переменный и постоянный составляющие светового сигнала. Применив алгоритм с обратной связи от SCC камеры управляют адаптивным зеркалом для более точной коррекции волнового фронта, чем это осуществляется стандартными средствами, например, с помощью датчика волнового фронта (Гартмана или интерференционного).

В недавних астрономических наблюдениях на наземном внеосевом телескопе Palomar при открытом диаметре зеркала 1,5 м (полный диаметр главного зеркала телескопа Palomar составляет 5 м) с коронографом, оснащенным «вихревой» маской (vortex coronagraph), было проведено наблюдение планетной системы HR8799, протопланетного диска HD32297 и кратной звездной системы.

Последующий спектральный анализ был произведен на спектрометре (IFS – integral field spectrometer) состоящей из матрицы микролинз. Поляризационный анализ состоял в разделении двух перпендикулярных линейных поляризаций на входе.

Для увеличения отношения сигнал-шум при регистрации слабого источника телескоп (с последующим звездным коронографом) должен иметь размер главного зеркала существенно более 1 метра. При наземных наблюдениях пространственное разрешение ограниченно не дифракцией телескопа а турбулентным атмосферным экраном. В космосе, применив интерференционный коронограф, становится возможным приблизиться к дифракционному пределу телескопа.

В проекте «Звездный патруль» с телескопом 1,5 метра планируется использовать ахроматический интерференционный коронограф по схеме механически стабильного интерферометра общего пути, где изображение планеты и его копия приобретают ахроматический фазовый сдвиг на 180 градусов и интерферируют в противофазе. Процесс интерференции пространственно разделяет темное (коронографическое) и светлое (некоронографическое) поля изображения звезды, перенаправляя их по разные стороны светоделителя. Интерференция не ослабляет изображение планеты, и перенаправляет его с равной интенсивностью по обе стороны светоделителя. Экспериментально было продемонстрировано ослабление фонового сигнала на шесть порядков. Таким образом, возникает возможность изучения землеподобных планет, расположенных в теоретической зоне обитаемости в ближайшем окружении (5...15 парсек). Кроме того, на телескоп подобного размера целесообразно установить спектрограф низкого разрешения для исследования спектров экзопланет разрешением R = 20-200.

Для анализа максимального контраста коронографа обычно используют числовое моделирование на компьютере с целью оценить уровень коронографического сигнала в последующих наблюдениях. Так для наземного телескопа Субару (с диаметром главного зеркала 8.2 м) с коронографом HiCIAO (High-сontrast Coronagraphic Imager with Adaptive Optics) были проведены предварительные расчеты и были построены радиальные профили коронографического изображения, которые достаточно точно описали возможности инструмента и впоследствии были подтверждены результатами наблюдений.

При расчетах обычно сравнивают некоронографическое и коронографическое изображения, рассматривая осевой (погашаемый) источник света – звезду, и внеосевую компоненту изображения – планету. Возможный набор коронографических изображений представляет собой трехмерный набор («куб») данных, где третье измерение – спектральный (или поляризационный) канал. К моделируемому изображению добавляют шумовой компонент: дробовой шум, рассеяние на пыли в зодиакальном диске (в англ. литературе – zodi) и в межзвездном пространстве (в англ. литературе – exozodi), шум фотоприемника, аберрации оптической системы. Также учитывают эффективность работы алгоритма (напр., SCC камеры) по восстановлению изображения экзопланеты из остаточной спекл картины амплитудно-фазовой ошибки для различных спектральных каналов.

В начале эксплуатации телескопа должна быть предусмотрена процедура его калибровки по определению фактических аберраций оптической системы и уточнению алгоритмов компенсации аберрации медленной (квазистатической) системой АО. Далее учитывают спектральные характеристики звезды и планеты и проводят более точное устранение остаточного света звезды, визуализируемого в узком спектральном канале спекл-полем с алгоритмом прецизионной адаптивной оптики ЕхАО – ExtremeAdaptiveOptics.

Поскольку в изображениях присутствуют как фазовые, так и амплитудные ошибки изображения, то при использовании только одного адаптивного зеркала в системе АО можно скорректировать изображение не более половины поля зрения.

Технически достижимые исходные данные к комплексу научной аппаратуры телескоп-коронограф-спектрограф:
  • Диаметр телескопа, м: 1,5
  • Спектральный диапазон, нм:
    • видимый: 450..900
    • ближний ИК: 1000..2500
  • Спектральное разрешение R (при lambda=675 нм): 50
  • Число спектральных каналов: 35 (в видимом диапазоне)
  • Ширина спектрального канала, нм: ~13
  • Среднеквадратичная ошибка волнового фронта (lambda=675 нм), нм: 15
  • Амплитудная ошибка по полю: 0,1%
  • Число активных элементов АО: 64х64
  • Пропускание коронографа: 23 %
  • Квантовая эффективность ПЗС матрицы: 70 %
  • Максимальное время экспозиции, ч: 200
  • Шум чтения ПЗС, электрон на пиксел: 0,2
  • Время «короткой» экспозиции, с: 1000
  • Уровень зодиакального света, зв. вел./угл. сек^2: 23,1
  • Экзозодиакальный свет, зв. вел./угл. сек^2: 23,1
Из сравнения исходных данных с планируемыми космическими телескопами: SPICES и др., похожими на КЭ «Звездный патруль», следует вывод о возможной технической реализуемости коронографического инструмента со значениями коронографического контраста 10-9 на 2lambda/D (0,2 угл. сек) и 10-10 на 4lambda/D (0,4 угл. сек).

Ошибка наведения телескопа, т.е. точность удержания линии визирования оси телескопа на звезду, должна превышать указанные значения дифракционного радиуса lambda/D не хуже 0,1 угл. сек.

Для возможности долговременной экспозиции 20 минут орбита космического телескопа «Звездный патруль» должна выбираться из соображений минимальных возмущений. К таким орбитам следует отнести, в первую очередь, высокоэллиптические орбиты, солнечно-синхронные орбиты, а в идеале – нахождение КА орбитальной обсерватории «Звездный патруль» в либрационной точке в L2 системы Солнце-Земля. Выбор орбиты космической обсерватории следует производить совместно с выбором целей астронаблюдений по критерию малой скорости ухода линии визирования для режима долгих экспозиций.

Спектральный диапазон и разрешение

Для определения требуемого спектрального диапазона используются известные теоретические модели Юпитера и Нептуна, а также Земли в качестве примера экзопланетных атмосфер. Спектральная полоса 0,45-0,90 мкм позволяет измерить рэлеевское рассеяние на коротких длинах волн и молекулярное поглощение в длинноволновой части. Спектрограф в ближней ИК области с меньшей квантовой эффективностью может уточнить сателлиты этих полос. Также возможен анализ полос воды на 0,72 и 0,82 мкм, присутствующих в спектрах планет. Подобным образом спектры планет-гигантов показывают сильную полосу метана на 0,89 мкм и более слабые на 0,62, 0,73 и 0,79 мкм. Измерение полос поглощения на разных длинах волн позволяет сделать заключение об относительном содержании различных газов в атмосфере, если верхняя кромка облаков прозрачна и изучается газ, который хорошо перемешан в атмосфере. Для планет земной группы составлен список молекул, на которые в первую очередь следует обратить внимание при экзопланетных исследованиях: молекулярный кислород (O2), озон (О3), вода (Н2О), метан (СН4) и углекислый газ (СО2). В спектральный интервал 0,45-0,90 мкм попадают полосы всех этих молекул, кроме СО2.

Модельное альбедо растительности имеет две главные особенности: локальный максимум между 0,5 и 0,6 мкм, который существует благодаря двум поглощающим полосам хлорофилла на 0,45 и 0,67 мкм, и увеличение альбедо до 0,7 мкм — благодаря изменению в коэффициенте отражения растительности в близкой инфракрасной области электромагнитного спектра. На коротких длинах волн преобладает рэлеевское рассеяние, на длинных волнах наиболее важным становится рассеяние облаками.

Ссылки:

ИКИ РАН

отдел 53 ИКИ РАН

Совет РАН по космосу - Секция Солнечная система

exoplanet.eu
exoplanets.org
Постоянно обновляемые и наиболее полные интернет-каталоги экзопланет

Литература по экзапланетной тематике
Библиография интернет-каталога exoplanet.eu

Проект "Звездный патруль", 2014
Сайт разработан и поддерживается лабораторией 535 (отдел 53) Института космических исследований Российской академии наук. Полное или частичное использование размещённых на сайте материалов возможно только с обязательной ссылкой на сайт проекта "Звездный патруль"