Содержание к диссертации
Введение
1 Методы поиска экзопланет 16
1.1 Метод лучевых скоростей 19
1.2 Метод транзитной фотометрии 22
2 Kourovka Planet Search: наблюдения и методы обработки данных 31
2.1 Телескоп МАСТЕР-П-Урал 32
2.2 Ожидаемое отношение сигнал/шум при наблюдениях транзитов экзопланет 35
2.3 Предполагаемая эффективность поиска транзитных экзопланет 36
2.4 Источники ошибок, влияющие на качество фотометрических данных 38
2.5 Наблюдения транзитов известных экзопланет 46
2.6 Наблюдения областей TF1 и TF2 с целью поиска новых транзитных экзопланет 50
2.7 Методы обработки полученных данных 53
2.8 Итоговая фотометрическая точность 68
2.9 Поиск транзитных сигналов 69
3 Открытые кандидаты в транзитные экзопланеты и новые переменные звезд 71
3.1 Кандидат KPSF1-3154 72
3.2 Кандидат KPSF1-19251 77
3.3 Кандидат KPSF2-11789 82
3.4 Список открытых переменных звезд 87
Заключение 89
Список использованных источников
- Метод транзитной фотометрии
- Ожидаемое отношение сигнал/шум при наблюдениях транзитов экзопланет
- Наблюдения транзитов известных экзопланет
- Кандидат KPSF1-19251
Введение к работе
Актуальность работы
Открытие и исследование планет вне Солнечной системы (экзопла-нет) — это одна из наиболее активно развивающихся областей современной астрономии. Всего за 20 лет, прошедших с момента первого обнаружения эк-зопланеты около звезды солнечного типа [1], было открыто несколько тысяч внесолнечных планет у звезд различных типов [2]. Сделанные открытия выявили большое разнообразие наблюдаемых параметров внесолнечных систем и их родительских звезд, таких как масса и период обращения экзопланеты, эксцентриситет, большая полуось и наклонение орбиты экзопланеты к оси вращения звезды, масса, блеск и металличность родительской звезды.
Из 1900 экзопланет, известных к началу 2015 г., около 1200 являются транзитными. В случае транзитных внесолнечных планет родительская звезда, экзопланета и наблюдатель расположены таким образом, что для наблюдателя на Земле периодически происходит как прохождение экзопланеты по диску звезды (транзит), так и ее покрытие звездой. Регистрируемое падение блеска звезды при транзите экзопланеты зависит от размеров планеты и родительской звезды. При прохождении по диску звезды солнечного типа экзопланеты с земными размерами соответствующее падение блеска (глубина транзита) составит порядка ОР001. При транзитах газовых гигантов падение блеска будет порядка 0^01 [3]. При известном радиусе звезды метод транзитной фотометрии позволяет определить размеры внесолнечной планеты. Одним из главных результатов, получаемых из транзитной кривой блеска, является наклонение орбиты экзопланеты і. Это значение дает возможность узнать истинную массу экзопланеты Мр, устранив неопределенность в значении MpSmi, получаемом методом лучевых скоростей. Зная массу экзопланеты и ее размер, можно определить среднюю плотность экзопланеты и тем самым провести ее классификацию.
Уже открытые внесолнечные планеты и их первичное распределение по типам (железо-каменные, ледяные, газовые экзопланеты) — это лишь "верхушка айсберга", к тому же обремененная эффектами селекции каждого из методов поиска. Так, если хотя бы 10% звезд солнечного типа обладают массивными, схожими с Юпитером планетами и 3% имеют землеподобные планеты, то общее число экзопланет в нашей Галактике можно оценить в миллиарды [3, 4].
Некоторые из аспектов формирования и эволюции внесолнечных планет (например, рост частиц размером в несколько сантиметров до планетези-малей размером в 1 км) остаются не до конца понятыми [5]. Но сейчас становится возможным рассмотрение экзопланет как популяции, которая ставит статистические ограничения на теоретические модели формирования внесолнечных планет. Поэтому каждая новая открытая экзопланета с надежно опре-
деленными характеристиками будет увеличивать эту популяцию и вносить вклад в развитие планетного популяционного синтеза — метода, в котором синтетические популяции экзопланет сравниваются с наблюдаемыми [6].
Вместе с тем, поиск новых транзитных экзопланет необходим и для определения более точной границы между поздними карликами спектрального класса М (М ~ 80Mj, где Mj — масса Юпитера), коричневыми карликами (13Мj < М < 80Mj) и планетами газовыми гигантами (М ~ 13Mj), так как все эти объекты имеют схожие размеры.
Помимо прочего, уже в настоящее время могут исследоваться атмосферы транзитных экзопланет типа "горячий юпитер" [7]. Вероятнее всего, с развитием наблюдательных технологий вскоре будет возможным выявление биомаркеров в атмосферах экзопланет, находящихся в зонах обитаемости своих родительских звезд. В конечном итоге это позволит выяснить, существуют ли проявления известной нам жизни за пределами Земли.
Кроме того, открытие новых транзитных экзопланет с помощью фотометрических обзоров неба будет неизбежно сопровождаться обнаружением большого числа новых переменных звезд. Переменные звезды дают возможность изучать не только основные характеристики звезд, но и их строение и эволюцию. Они также важны для исследования строения и эволюции различных звездных систем и позволяют определять расстояние до них.
Цель диссертационной работы
-
организация и проведение фотометрического обзора с помощью телескопа МАСТЕР-П-Урал Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета с целью поиска кандидатов в транзитные экзопланеты типа "горячий юпитер" в диапазоне блеска родительских звезд от 11т до 14т в фильтре R;
-
создание системы обработки и анализа фотометрических данных, позволяющей регистрировать и находить периодические падения блеска звезд в (POl — 0^02 в длинных неравномерных рядах фотометрических данных;
-
организация дополнительных наблюдений открытых кандидатов в транзитные экзопланеты с последующим анализом наблюдательных данных.
Научная новизна
Большинство наземных фотометрических обзоров, направленных на поиск транзитных экзопланет типа "горячий юпитер", не имеют возможности уверенно регистрировать транзиты у родительских звезд слабее 130 в полосе R. Телескоп МАСТЕР-П-Урал (400 мм f/2.5) обладает оптимальными параметрами для поиска таких планет у родительских звезд от 110 до 140. Ожидаемая при этом глубина транзита составляет около 0^01 — 0^02 и может регистрироваться с точностью порядка 0^001. Масштаб изображения 1//8/пиксель позволяет наблюдать с высокой фотометрической точностью области неба с большой концентрацией звезд, расположенные в плоскости Галактики. Существующие наземные широкопольные обзоры, как правило,
избегают плотных участков плоскости Галактики во избежание "слипания" звезд и сопутствующих сложностей фотометрической обработки. Поэтому телескоп МАСТЕР-П-Урал был использован для проведения Коуровского Поиска Планет — Kourovka Planet Search (KPS). На данный момент, обзор KPS является единственным проектом широкопольного поиска транзитных экзопланет, организованным на территории России.
В рамках обзора KPS в период с 2012 г. по 2014 г. впервые были проведены наблюдения двух областей Млечного Пути размером 2 х 2. Основной наблюдательный массив данных составляют 8000 кадров в фильтре R, полученные за 80 наблюдательных ночей. В результате было найдено 3 кандидата в экзопланеты с глубинами транзита около 0^02 и периодом обращения около ld и 400 новых переменных звезд из 38000 фотометрируемых звезд. Проведены дополнительные фотометрические, спектральные и спекл-интерферо-метрические наблюдения найденных кандидатов в транзитные экзопланеты, которые оказались астрофизическими ложноположительными кандидатами (вероятнее всего, затмевающие тела не имеют планетной природы).
Практическая значимость
Созданная система обработки и анализа данных уже используется для обработки любых фотометрических наблюдений, получаемых на телескопе МАСТЕР-П-Урал. Система может быть использована и для обработки данных, полученных на других телескопах. Так, в результате обработки 7000 кадров, полученных в фильтре R в любительской обсерватории Acton Sky Portal (США) с помощью телескопа Rowe-Ackermann Schmidt Astrograph (279 мм f/2.2), был найден еще один кандидат в транзитные экзопланеты с глубиной транзита около 0^01 и периодом обращения около Г?7.
Полученный длинный ряд фотометрических данных звезд поля может использоваться для дальнейшего изучения избранных объектов.
Результаты, выносимые на защиту:
-
система обработки и анализа длинных рядов фотометрических данных, позволяющая регистрировать и находить периодические падения блеска звезд в ОТ101 — 0^02. В потоковом режиме система выполняет процедуры фотометрической калибровки кадров в пакете IRAF [8], создания WCS-шапки в пакете [9], апертурной фотометрии в пакете IRAF и дифференциальной фотометрии в разработанной программе Astrokit [10]. Дифференциальная фотометрия звезд поля выполняется с помощью индивидуальных ансамблей опорных звезд сравнения, которые близки по блеску и положению на кадре. При использовании десяти и более опорных звезд в ансамбле становится неважным различие их спектральных классов и спектрального класса изучаемого объекта;
-
результаты анализа дополнительных фотометрических, спектральных и спекл-интерферометрических наблюдений найденных кандидатов в транзитные экзопланеты; Показано, что вероятнее всего, открытые канди-
даты в экзопланеты являются представителями самых распространенных типов астрофизических ложноположительных кандидатов — объектов, кривые блеска которых имитируют наличие транзитной внесолнечной планеты, обращающейся вокруг родительской звезды;
3) список открытых переменных звезд; было найдено около 400 ранее неизвестных переменных звезд, в том числе одна вспышка карликовой Новой звезды USNO-B1.0 1413-0363790 [11].
Степень достоверности и апробация работы
Научные результаты и выводы, полученные в работе, достоверны, так как основаны на наблюдательных данных высокого качества и современных апробированных методиках обработки и анализа данных. Сравнение полученных результатов с опубликованными результатами других проектов по поиску транзитных экзопланет показывает общую согласованность, что также является подтверждением достоверности полученных результатов.
Результаты работы обсуждались на объединенных научных семинарах кафедры астрономии и геодезии и Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета, а также были представлены на следующих научных конференциях:
41-я Международная студенческая научная конференция "Физика космоса", Коуровская астрономическая обсерватория УрФУ, Екатеринбург, 30 января-03 февраля 2012 г.;
2012 Sagan Exoplanet Summer Workshop "Working with Exoplanet Light Curves", NASA Exoplanet Science Institute, Pasadena, 23-27 July 2012;
"20th Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics", National Shevchenko University of Kyiv, Ukraine, Kyiv, 22-27 April, 2013;
Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике "Физические процессы в космосе и околоземной среде" /XIII Конференция молодых ученых "Взаимодействие полей и излучения с веществом", Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, 9-14 сентября 2013 г.;
5-я Пулковская молодежная астрономическая конференция, Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, 09-11 июня 2014 г.;
Личный вклад автора
Автором работы рассмотрены основные источники ошибок, влияющие на результирующую точность дифференциальной апертурной ПЗС-фотомет-рии как на этапе получения данных, так и на этапе постобработки. На телескопе МАСТЕР-П-Урал проведены наблюдения транзитов известных экзопланет с точностью не хуже 0^007 и глубиной транзита порядка 0^01.
Автором организован и проведен фотометрический обзор с помощью телескопа МАСТЕР-П-Урал с целью поиска новых транзитных внесолнеч-ных планет. Выполнен отбор наблюдательных площадок и планирование ро-
ботизированных наблюдений. Создана система обработки и анализа фотометрических данных, которая позволяет регистрировать и находить периодические падения блеска звезд 074)1 — 0^02 в длинных неравномерных рядах данных. На основании полученных данных осуществлен поиск кандидатов в транзитные экзопланеты и новых переменных звезд.
В целях подробного исследования характеристик обнаруженных кандидатов организованы их дополнительные наблюдения. Проведены дополнительные фотометрические наблюдения найденных кандидатов на телескопе МАСТЕР-П-Урал. Выполнена фотометрическая обработка наблюдательных данных, полученных на других телескопах. Произведен анализ результатов спектральных и спекл-интерферометрических наблюдений открытых кандидатов в транзитные экзопланеты.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка использованных источников (93 наименования) и одного приложения. Объем работы составляет 116 страниц машинописного текста, включая приложение, список литературы, 42 рисунка и 8 таблиц.
Метод транзитной фотометрии
Первый транзит экзопланеты, который удалось пронаблюдать, был транзитом "горячего юпитера", обращающегося вокруг звезды HD 209458. Существование экзопланеты у этой звезды было известно из доплеровских наблюдений, но лишь в конце 1990-х стало известно, что эта экзопланета является транзитной. Вперввіе, подобные наблюдения выполнила группа астрономов под руководством G. W. Henry [28, 55] и независимо группа под руководством D. Charbonneau [29]. Наблюдения дали перввіе подтверждения того, что экзопланеты с массами порядка массві Юпитера на близких орбитах имеют размеры и плотности, сопоставимвіе с таковвіми у газоввіх гигантов нашей Солнечной системы. Первой внесолнечной планетой, открвітой с помощвю метода транзитной фотометрии, а затем подтвержденной спектралвно, бвіла экзопланета OGLER-56b [56]. Объект представляет собой "горячий юпитер" с массой 0.9Mj на близкой орбите с болвшой полуосвю в 0.023 а.е., обращающийся с периодом 1. Транзи-тві экзопланеты OGLER-56b сначала бвіли обнаруженві проектом по поиску собвітий гравитационного микролинзирования OGLE [30]. После описанных открытий появилосв более десятка наземнвіх фотометрических обзоров, нацеленнвіх на поиск транзитных внесолнечнвіх планет [57]. Наземнвіе проектві, открвівшие хотя бві одну экзопланету на начало 2015 г., а также планируемые обзоры, представленві в таблице 1.1. В таблице данві названия обзоров, параметры исполвзуемых телескопов (размерві апертурві D и поля зрения, количество пикселей в ПЗС-приемнике, масштаб изображения), сколвко открвіто экзопланет и соответствующие ссвшки на описания проектов.
Представленные в таблице 1.1 проектві можно условно поделитв на несколвко видов. Обзоры первого вида используют инструменты с малыми апертурами и большими полями зрения, позволяющие открывать транзитные экзопланеты около ярких и близких звезд. Например, это обзоры HATNet (Hungarian Automated Telescope Network) [61] и WASP (Wide Angle Search for Planets) [62], открывшие в сумме более 150 новых экзопланет. Яркие родительские звезды являются легко доступными для спектроскопических наблюдений с целью определения массы затмевающего компонента, а затем и последующего изучения транзитных экзопланет. Большие поля зрения и соответствующий масштаб изображений накладывают ограничения на выбор областей неба, доступных для наблюдений такими обзорами. Следовательно, области с высокой плотностью звезд не будут наблюдаться подобными проектами.
Ко второму виду обзоров относятся более узкопольные инструменты, такие как PTF [69] и OGLE-III [30], которые могут обнаруживать транзиты у слабых и более далеких звезд в плоскости Галактики. В этом случае слабость блеска родительских звезд накладывает ограничения на спектроскопические наблюдения родительских звезд и увеличивает трудоемкость таких наблюдений.
Третий вид обзоров использует инструменты с большими апертурами и малыми полями зрения, например, APACHE [67] и MEarth [68]. Цель этих проектов — поиск экзопланет, обращающихся около карликов спектрального класса М. Выбор этой группы звезд обусловлен тем, что размеры красных карликов меньше в сравнении со звездами других спектральных классов и поэтому транзиты землеподобных планет могут вызывать падение блеска, которое может быть зафиксировано наземными телескопами [70, 71]. Кроме того, зоны обитаемости у таких звезд находятся ближе к звезде, и тем самым увеличивается вероятность того, что находящаяся в этой зоне экзопланета будет транзитной. Под зоной обитаемости понимается такая область около звезды, которая обеспечила бы существование воды в жидкой фазе на планете, находящийся в этой области.
Самыми успешными в деле поиска новых транзитных экзопланет стали космические телескопы COROT (COnvection Rotation and planetary Transits) [72] и Kepler [73]. С помощью телескопа COROT была открыта первая суперземля — экзопланета, масса которой превышает массу Земли, но значительно меньше массы газовых гигантов [74]. Телескопом Kepler было открыто около 1000 новых экзопланет, планетный статус которых подтвержден, и более 4000 кандидатов в экзопланеты, планетный ста туе которых пока не определен, но которые с высокой долей вероятности являются экзопланетами [75].
Среди упомянутых в таблице 1.1 проектов стоит отметить обзор ХО. В настоящий момент этот проект является единственным обзором, объединяющим усилия профессиональных астрономов, выполняющих поиск кандидатов в транзитные экзоплане-ты, и астрономов-любителей, выполняющих дополнительные фотометрические наблюдения найденных кандидатов в экзоиланеты.
Следуя работе Seager и Mallen-Ornelas [76], рассмотрим транзитную кривую блеска — изменение потока излучения звезды во время транзита экзопланеты. Пусть планета движется по диску звезды слева на право. Тогда под началом транзита будем понимать момент первого контакта / — момент первого соприкасания диска звезды и экзопланеты. Во время второго контакта tu проекция диска экзопланеты начинает полностью находиться на диске звезды. Третий контакт tni происходит, когда диск экзопланеты начинает покидать диск звезды. Последний, четвертый контакт /у — момент последнего соприкасания дисков звезды и экзопланеты в течение рассмотренного транзита. В предположении, что эффект потемнения диска звезды к краю незначителен, транзитная кривая блеска будет представлять собой трапецию (рисунок 1.3).
Под общей продолжительностью транзита tx будем понимать время, прошедшее между первым и четвертым контактами. Промежуток времени между вторым и третьим контактами соответствует так называемой "плоской части" транзита — времени движения диска экзопланеты, когда он полностью находится на фоне диска звезды.
При наличии двух или более транзитных кривых блеска системы звезда-экзо-планета возможно определение единственным образом таких параметров системы, как масса звезды М , радиус звезды Д , большая полуось орбиты экзопланеты а, наклонение орбиты экзопланеты г и орбитальный период экзопланеты Р. Определение параметров системы единственным образом
Методы транзитной фотометрии и лучевых скоростей являются взаимодополняемыми. Одним из главных результатов, получаемых из транзитной кривой блеска, является наклонение орбиты экзопланеты г. Это значение позволяет узнать истинную массу экзопланеты Мр, устранив неопределенность в значении Mpsinz, получаемом методом лучевых скоростей. Зная массу экзопланеты и ее размер, мы можем определить среднюю плотность экзопланеты и тем самым провести первичную классификацию планетного объекта.
Внешний наблюдатель способен зафиксировать транзит внесолнечной планеты, если экзопланета, родительская звезда и наблюдатель находятся на одном луче зрения. Для оценки вероятности наблюдения транзита экзопланеты рассмотрим рисунок 1.4. Условимся считать, что ориентация орбиты экзопланеты с большой полуосью а вокруг звезды с радиусом Д может принимать случайные значения с одинаковой вероятностью.
Ожидаемое отношение сигнал/шум при наблюдениях транзитов экзопланет
Основнвім критерием, отражающим качество постобработки, считалосв количество "хороших звезд", то еств звезд, имеющих стандартное отклонение блеска по всей серии наблюдений s менее, чем 0.01 и 0.02 звездной величинві. Также бралосв во внимание минималвное полученное стандартное отклонение блеска звездві (далее, "лучшая звезда").
Сначала варвировался началвнвій радиус ансамбля при постоянной разнице звезднвіх величин, равной единице (на графиках отмечена квадратами), и сигма-критерии, равнвім двум. Началвнвій радиус ансамбля составлял: V, 2 , 3 , 4 , 5 , 7 , 10 и 15 . Затем для каждого случая подсчитвівалосв количество "хороших звезд", а также минималвное получившееся стандартное отклонение звезднвіх величин для каждого началвного радиуса.
Как видно из рисунка 2.17 минималвное стандартное отклонение блеска равно 0.00453 звездной величинві при радиусе от V до 5 , оно становится болвше с увеличением началвного радиуса ансамбля и достигает максималвной разницы в 5%, а именно 0.00477 звездной величинві при радиусе в 15 .
Количество звезд со стандартнвім отклонением звезднвіх величин по всей серии наблюдений менвше 0.01 звездной величинві максималвно при радиусе ансамбля в 7 и составляет 102 звездві. Это значение болвше на 7% при началвнвіх радиусах от V до 3 (рисунок 2.18). В случае ввіборки звезд со стандартнвім отклонением блеска менвше 0.02 звездной величинві их максималвное количество достигается при началвном радиусе ансамбля, равным 10 (254 звезды против 245. Прирост — 4% показан на рисунке 2.19). 8 10 12 14
Аналогичное варьирование начального радиуса ансамбля было выполнено при Am = 2m (на рисунках значения отмечены треугольниками). В этот раз минимальное стандартное отклонение блеска составило 0.00446 звездной величины и также увеличивается с ростом начального радиуса (рисунок 2.17). Количество же "хороших звезд" с s 001 максимально при начальных радиусах ансамбля в 7 и 10 (прирост 4%) (рисунок 2.18). Количество "хороших звезд" с s 002 максимально при начальном радиусе ансамбля в 5 (прирост 4% по сравнению с минимумом) (рисунок 2.19). Принимая во внимание вышесказанное, можно сделать следующий вывод: оптимальным начальным радиусом формирования ансамблей сравнения является радиус, равный 5 — 7 при разнице звездных величин, равной двум. В этом случае, ансамбль является все еще достаточно тесным, но в то же время в него входит большое количество опорных звезд. Ансамбль позволяет снизить влияние атмосферы, что выражается минимальным стандартным отклонением блеска "лучшей звезды" и наибольшим количеством "хороших звезд". При этом влияние варьировавшихся параметров на результат относительно невелико.
На следующем этапе подбора оптимальных параметров варьировался сигма-критерий при начальном радиусе 5 и разнице звездных величин, равной двум. Как видно из рисунка 2.20, оптимальным значением сигма-критерия является 2. Это может быть объяснено тем, что слишком "строгое" значение уменьшает количество звезд в ансамбле. Значение сигма-критерия больше 2 увеличивает количество звезд в ансамбле путем включения в него звезд с большим стандартным отклонением блеска по всей серии наблюдений, что сказывается на итоговой точности.
Согласно представлениям классической дифференциальной фотометрии с одной звездой сравнения и контрольными звездами, наибольшую точность даст звезда сравнения, максимально похожая на объект как по блеску, так и по спектральному классу. В ходе работы было изучено влияние показателя цвета на точность фотометрии. Для этого варьировалась разница показателя цвета J — Н из каталога 2MASS [12] при формировании ансамбля звезд с начальным радиусом 5 и разницей звездных величин равной двум. Разница показателя цвета бралась равной 0.1, 0.2, 0.3, 0.4, 0.5, 0.6 и 0.7 звездной величины.
Как видно из рисунка 2.21, близость спектрального класса звезд не является необходимым условием достижения высокой точности фотометрической обработки. Тем не менее, в случае малых полей и при недостатке звезд для формирования ансамбля, классический подход дифференциальной фотометрии является единственным выходом.
Можно отметить, что разница в 2 звездные величины является оптимальной, т.к. при меньшем значении не все возможные звезды попадают в ансамбль сравнения. При разнице больше 2 звездных величин в ансамбль попадают звезды значительно более яркие или более слабые, чем изучаемый объект, что отрицательно сказывается на итоговой точности.
Из проделанного исследования можно сделать следующий вывод: в случае наличия в поле достаточного количества звезд наилучшая точность фотометрии будет достигаться при использовании тесных ансамблей с большим количеством звезд. Таким образом, набор оптимальных параметров для формирования ансамблей звезд сравнения выглядит следующим образом: начальный радиус ансамбля г = 5 — 7 , разница звездных величин Am = 2m, пороговая величина отношения стандартного отклонения блеска к теоретической ошибке для вхождения звезды в ансамбль о = 2. При этом близость звезд по спектральному классу не важна.
На первый взгляд может показаться, что небольшие изменения в количестве "хороших звезд" и качестве "лучшей звезды" являются незначительными и не стоящими подбора оптимальных параметров. Но, во-первых, никогда не бывает вредным увеличить точность. Во-вторых, при обработке полей, содержащих 20000 звезд, количество "хороших звезд" может значительно увеличиться, что может отразиться на множестве кандидатов для поиска транзитов экзопланет типа "горячий юпитер" (например, если отбирать звезды с s 074)2).
Использование тесного ансамбля звезд сравнения при проведении дифференциальной фотометрии позволяет учесть неравномерности рядов данных, вызванные локальными изменениями прозрачности атмосферы, вариациями фона неба, а также уменьшает вклад звездных мерцаний в бюджет ошибок получаемых величин блеска [13, 14]. При использовании более 10 опорных звезд в близком ансамбле сравнения, становится несущественным отличие их спектральных классов от спектрального класса объекта. Тем не менее, для достижения наибольшей точности остается важным небольшое различие в блеске (не более двух звездных величин) и положение звезд ансамбля относительно объекта (удаление не более 5 -7 ).
Наблюдения транзитов известных экзопланет
При рассеянии в земной атмосфере частота пришедшего фотона не изменяется, но меняется направление его распространения, в результате чего создается свечение неба (фон неба). Существует рэлеевское (молекулярное) рассеяние, вызываемое неодно родностями плотности воздуха (то есть вариациями количества молекул в элементарном его объеме), а также рассеяние на аэрозольных частицах.
Аэрозольное ослабление происходит в основном на первых трех километрах над уровнем моря, выше которых уменьшается более чем на порядок. Поэтому естественно то, что большинство современных обсерваторий располагается на высотах 2-3 км над уровнем моря. Коуровская астрономическая обсерватория находится на высоте 290 м над уровнем моря, что делает аэрозольное поглощение особо важным фактором. Из всех поглощающих в атмосфере факторов аэрозоль является наиболее изменчивым, в том числе зависимым от направления наблюдения [84].
Как было сказано выше, рассеяние света в атмосфере создает свечение фона неба: чем оно больше, тем больше его среднеквадратичное отклонение фона неба в ADU, что непременно сказывается на итоговой точности фотометрии. Как следствие, при выполнении высокоточных фотометрических наблюдений следует избегать наблюдений в период полнолуния.
Квант излучения поглощается атомом и увеличивает его энергию. Затем атом может испустить эту энергию в виде одного или нескольких квантов. Но эти кванты и по направлению, и по частоте будут отличаться от первоначального фотона, возбудившего атом. Для видимой и ближней ультрафиолетовой областей спектра важное значение имеют молекулы озона, кислорода и водяного пара. В более далекой ультрафиолетовой или инфракрасной области гораздо сильнее начнет влиять поглощение водяным паром, а также появится сильное влияние различных соединений углерода и азота.
Полное поглощение света в атмосфере в видимой области спектра складывается из поглощения за счет молекулярного и аэрозольного рассеяния и истинного поглощения молекулами Ог, Оз и ЯгО и называется атмосферной экстинкцией.
В случае дифференциальной фотометрии результат наблюдений астрономических объектов состоит в оценке блеска объекта по отношению к блеску других источников — звезд сравнения. Переход от инструментальных звездных величин к стандартным не выполняется.
Дифференциальная ПЗС-фотометрия позволяет проводить одновременные наблюдения звезд сравнения и исследуемого объекта практически при одинаковых воздушных массах и атмосферных условиях. При получении разности звездных величин исследуемого объекта и звезды сравнения частично убирается влияние качества изображений и других атмосферных явлений, меняющихся со временем.
По сравнению с пуассоновским фотонным шумом от источника, шум звездных мерцаний не зависит от блеска звезды и не может быть уменьшен выбором более яркого объекта. При типичных экспозициях (секунды и более) шум мерцаний уменьшается медленнее с диаметром телескопа (D 2 3 вместо D l для фотонного шума) и, следовательно, на больших телескопах выходит на передний план.
В отличие от вариаций измеряемого потока из-за изменения атмосферной прозрачности, мерцания характеризуются малой пространственной (угловой) когерентностью, что в дифференциальной фотометрии приводит к увеличению ошибок при использовании звезд сравнения на больших расстояниях. Использование тесного ансамбля сравнения, вместо одной звезды сравнения при проведении дифференциальной фотометрии уменьшает вклад звездных мерцаний в бюджет ошибок получаемых величин блеска [14].
Перед выполнением наблюдений, направленных на поиск новых транзитных экзопланет, автором работы были проведены пробные наблюдения транзитов известных внесолнечных планет. В период 08.2011 - 04.2012 выполнены наблюдения транзитов экзопланет на телескопе МАСТЕР-П-Урал. С помощью базы данных Exoplanet Orbit Database [38] была получена первичная выборка экзопланет с глубинами транзитов не менее 001 звездной величины, периодами обращения не более нескольких дней и продолжительностью транзита не более 3h. Далее, с помощью базы данных Exoplanet Transit Database (ETD)[85] из выборки были отобраны те экзопланеты, которые имели оптимальные условия видимости в Коуровской обсерватории, то есть транзит проходил бы ночью (высота Солнца HQ —18) и на малых зенитных расстояниях (z 40). Окончательно список транзитных экзопланет был сформирован из объектов, предположительно имеющих вариации момента середины времени транзита (TTV) и нуждающихся в дополнительных фотометрических наблюдениях. Ниже представлены наблюдения транзитных экзопланет в фильтрах V или R, имеющих наилучшую точность фотометрии:
Данные об экзопланетах и родительских звездах приведены в таблице 2.1: имя экзопланеты, координаты родительской звезды, минимальная масса экзопланеты, радиус экзопланеты, большая полуось орбиты экзопланеты, период обращения экзопланеты, глубина транзита, длительность транзита, видимая звездная величина родительской звезды и ее тип. Данные о параметрах съемки транзитов представлены в таблице 2.2: имя экзопланеты, дата и время съемки, время экспозиции, температура ПЗС, количество кадров, используемые фильтры, точность фотометрии. Под точностью фотометрии понимается стандартное отклонения блеска контрольной звезды. Данные по каждому транзиту, включающие в себя значения звездных величин, юлианских дат и ошибок наблюдений, были опубликованы в базе данных ETD. С помощью сервиса Model-fit your data проекта ETD были получены модельные кривые блеска для каждого транзита, определены глубины транзита, радиус экзопланеты, а в случае полного транзита определялось среднее время транзита и его продолжительность. Полученные кривые блеска показаны на рисунке 2.9.
Транзит экзопланеты WASP-11 b примечателен тем, что был получен во время полного лунного затмения. Хорошо заметно, что разброс точек относительно модельной кривой транзита увеличивается к концу транзита. Стандартное отклонение блеска родительской звезды до начала транзита (первые одиннадцать точек на графике) со ставляет 0002 и начинает расти по мере роста фона неба, обусловленного выходом Луны из тени Земли. Стандартное отклонение блеска родительской звезды после конца транзита (последние одиннадцать точек) в 4 раза больше и составляет 0008.
Основным фактором, ухудшающим результирующую точность фотометрии, является фон неба в условиях засветки Луной и/или повышенной искусственной засветки, а также изменение атмосферной экстинкции со временем. В случае наблюдений ярких объектов с короткими экспозициями также сказывается фотонный шум источника.
Тем не менее, телескоп МАСТЕР-П-Урал позволяет уверенно регистрировать транзиты известных экзопланет типа "горячий юпитер", что делает этот инструмент способным открывать новые транзитные экзопланеты.
Кандидат KPSF1-19251
Для подтверждения реальности видимых затмений у открытых кандидатов в транзитные экзопланеты по данным с телескопа МАСТЕР-П-Урал были проведены дополнительные фотометрические наблюдения на других инструментах. Необходимо было убедиться, что видимые падения блеска не вызваны систематическими ошибками наблюдений и/или обработки данных. Использование телескопов с большей разрешающей силой, чем у широкопольного телескопа МАСТЕР-П-Урал, позволяет установить, является ли кандидат в экзопланеты визуально двойной (кратной) системой. Следующим этапом были наблюдения вторичного минимума в предсказанные моменты времени, которые помогли отсеять затменные переменные звезды. В кампании по дополнительным фотометрическим наблюдениям кандидатов участвовало 6 телескопов с апертурой до 50 см и один телескоп метрового класса (Т100 национальной обсерватории Тюбитак). Информация о телескопах представлена в таблице 3.2. Полученные данные подтвердили реальность затмений, а также помогли уточнить периоды затмений. После этого были проведены спектроскопические и спекл-интерферометрические наблюдения некоторых из кандидатов. Анализ данных по каждому из кандидатов представлен в соответствующем разделе
Периодограмма, полученная методом BTS, для кандидата KPSF1-3154 Транзиты кандидата в экзопланеты KPSF1-3154 наблюдались на телескопе МАСТЕР-П-Урал четыре раза и три из них были полными. Метод BLS выявил на периодограмме мощный пик, соответствующий периоду в 0"?847. Полученная периодограмма и фазовая кривая с найденным периодом представлены на рисунках 3.1 и 3.2 соответственно.
Было выяснено, что кандидат KPSF1-3154 представляет собой визуально двойную систему с более ярким компонентом А и менее ярким компонентом В. Для получения спектров использовалась решетка VPHG1200@540 и щель шириной l . O. Спектральное разрешение полученных спектров составляет 5 А, спектральный диапазон 3850 — 7200 А. Обработка спектральных данных произведена В. В. Крушинским и П. А. Боли (Уральский федеральный университет). Щель ориентировалась таким образом, чтобы получить спектры от обоих компонент кандидатов одновременно. Для разделения спектров от пары тесных источников использован скрипт на языке Python. Для каждой колонки пикселов в направлении поперек дисперсии спектры приближались суммой двух функций Моффата и постоянной составляющей, описывающей фон. Амплитуды функций принимались за значение интенсивности в спектре компонента. Яркий компонент А представляет собой звезду спектрального класса G8V, менее яркий
Последующие фотометрические наблюдения в теоретический момент вторичного минимума выявили падение блеска в 0009, продолжительностью 1 7. Наблюдения проведены с помощью телескопа СИ EdgeHD SCT (280 mm f/Ю), установленного в Acton Sky Portal. Один из вторичных минимумов представлен на рисунке 3.6.
Таким образом, кандидат в транзитные экзопланеты KPSF1-3154 вероятнее всего является ложноположительным и представляет собой затменную переменную звезду. V-образность кривых блеска свидетельствует о частном затмении.
В предположении о спектральном классе и классе светимости расстояние до более яркого компонента А составило 230 пк. Расстояние определено фотометрически по модулю расстояния без учета межзвездного поглощения. 3.2 Кандидат KPSF1-19251
Транзиты кандидата в экзопланеты KPSF1-19251 наблюдались на телескопе МАСТЕР-П-Урал четыре раза и два из них были транзитами. Метод BLS выявил на периодограмме мощный пик, соответствующий периоду в (/?98. Полученная периодограмма и фазовая кривая с найденным периодом представлены на рисунках 3.7 и 3.8 соответственно.
В ту же наблюдательную ночь, что и для кандидата KPSF1-3154, были получены снимки с высоким угловым разрешением и спектры кандидата KPSF1-19251 на универсальном спектрографе первичного фокуса 6-метрового телескопа САО РАН. Было выяснено, что кандидат KPSF1-19251 также представляет собой визуально двойную систему, состоящую из двух компонентов примерно равного блеска и отстоящих друг от друга на І . З. Значение FWHM PSF функции изображения в фильтре SDSS-r составлеяет ГУ8 (см. рисунок 3.10). По данному изображению более яркий компонент А ярче более слабого В на 0.02 звездной величины.
Основываясь на спектральных данных, выяснилось, что более яркий компонент А — это карлик класса G2, более слабый компонент В — карлик класса КО. Полученные спектры представлены на рисунке 3.11. Рисунок 3.10 - Изображение кандидата в транзитные экзопланеты KPSF1-19251, полученное на 6-метровом телескопе САО РАН. По этим данным кандидат представляет собой визуально двойную систему. На самом деле, система тройная (см. рисунок 3.12) to
На 6-м телескопе САО РАН 05.09.2014 проведены спекл-интерферометрические наблюдения кандидата в транзитные экзопланеты KPSF1-19251 (наблюдения и их обработка выполнены Д. А. Растегаевым и В. В. Дьяченко). На спекл-интерферометре были получены 6 серий короткоэкспозиционных изображений с микрообъективами х10 и х16 в фильтрах 600/40, 800/100 и 900/80 нм [92]. Вся система наблюдалась в одном поле. Было уточнено, что слабый компонент системы В является визуально двойной системой и содержит компонент С. Позиционные параметры системы были определены по сериям, полученным в фильтре 800/100 нм. Угловые расстояния между компонентами системы составляют р в = 1317 ± 14 mas, рве = 148 ± 12 mas, позиционные углы 9АВ = 296 ± 1.5, Ввс = 28 ± 2. По сериям в фильтрах 600/40 и 900/80 нм ввиду низкого отношения сигнал/шум параметры определить не удалось.
По имеющимся данным невозможно определить, у какой звезды происходят периодические падения блеска. Но были последовательно оценены "истинные" глубины затмений каждого из компонентов этой визуально тройной системы. Под "истинной" глубиной затмения понимается величина падения блеска одного из компонентов, которая была бы наблюдаема в отсутствии других звезд в апертуре. Если затмения происходят у звезды А, то истинная глубина затмения была бы около 005. Подобные падения блеска не характерны для транзитов внесолнечных планет. Если предположить, что такое падение блеска вызывает планета, вращающаяся около звезды G2V, то ее радиус был бы равным 2.2 радиуса Юпитера. Если затмения происходят у звезды В или С, то тогда истинные глубины затмения были бы равными 008 или 014 соответственно. Такая глубина также велика для того, чтобы затмевающий объект был экзопланетой. Вероятнее всего, система представляет собой затменную переменную звезду с большим наклонением орбиты, делающим видимым только один из минимумов. Окончательно прояснить природу затмевающего тела возможно с помощью метода лучевых скоростей, то есть оценив его массу.