Планеты вокруг других звезд : методы обнаружения и свойства

1. Планеты вокруг других звезд: методы обнаружения и свойства Бердюгин А. В. Обсерватория Туорлы, Университет г. Турку, Финляндия

2. Планеты вокруг других звезд Планеты у других звезд: extrasolar planets, exoplanets Методы обнаружения экзопланет Наблюдаемые свойства открытых экзопланет Теории, объясняющие их образование Обнаружение поляризованного света от экзопланеты HD 189733b

3. Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Регистрацияпериодического смещения спектральных линий в спектре звезды из-за гравитационного воздействия на нее планеты (Эффект Допплера). • Звезда и планета обращаются вокруг центра масс. • Звезда смещается относительно луча зрения наблюдателя вперед и назад  наблюдается периодический Допплеровский сдвиг спектральных линий. Точное измерение небольшого смещения абсорбционных линий в спектре звезды позволяет обнаружить планету.

4. Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Величина допплеровского смещения очень мала: требуется спектрограф высокого разрешения, который должен быть тщательно откалиброван. Юпитер вносит допплеровский сдвиг в спектральные линии Солнца 12 м/сек. Сатурн - 2.7 м/сек. Наиболее чувствительные спектрографы могутзарегистрироватьдопплеровское смещение ~ 1 м/сек. Этот метод более всего подходит для обнаружения массивных планет с плоскостью орбиты параллельной лучу зрения, обращающихся вокруг звезды с коротким орбитальным периодом. Орбитальное движение звезды 51 Peg. Сплошной линиейпоказанарассчитанная траектория. Расчеты дают массу для планеты ~ 0.5 MJиорбитальный период 4.2 дня. Это было первое открытие экзопланеты у звездыподобной Солнцу (Mayor & Queloz 1995).

5. Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Этот метод позволяет определить: период Porb, большую полуось орбитыap, массу ( Msin(i)) иэксцентриситет орбитыe. Большинство обнаруженных экзопланет было открыто этим способом. Недостатки: • Наклон орбиты не известен и это вносит большую неопределенностьв оценку массы планеты. 2) Эффект селекции: обнаруживаютсяв основномпланеты-гигантыблизкие к звезде и с короткими (неск. дней) периодами. На рис. справа:переменность лучевых скоростей звезд с планетами, определенная поДопплеровскому смещению спектральных линий. (a) 51 Pegasi, (b) 70 Virginis, (c) 16 Cygni B

6. Методы обнаружения экзопланет: транзит Если планета проходит по видимому диску звезды, это можно обнаружить по слабому уменьшению ее блеска, обычно на ~ 1%. Метод транзитапозволяет обнаруживать планету, независимо от ее массы и радиуса орбиты. Позволяет определитьразмер планеты из величины изменения потока: В комбинации с методом лучевых скоростей метод транзита позволяет определить плотность планеты. Дает возможность исследовать атмосферу планеты. Во время транзита планеты свет от звезды проходит через верхние слои ее атмосферы. При внимательном исследовании спектров, полученных с высоким разрешением, можно обнаружить слабые линии поглощения, образующиеся в атмосфере планеты. Изменение блесказвезды во время прохождения планеты по ее диску.

7. Методы обнаружения экзопланет: транзит Во время вторичного затмения (когда планета скрывается за диском звезды)можно зарегистрироватьтепловое излучение планеты,вычитаяфотометрическую интенсивность звезды во время затмения из ее интенсивности до и после него. Это дает информацию о температуре поверхности планеты. Лучше всего это делать в инфракрасном спектральном диапазоне. Недостатки: • Можно обнаружить только планеты с углом наклона орбиты ~ 90o 2)Большой процент ложных открытий из-завозможного наличия у звезд пятен. Метод транзита обычно требует дополнительного подтверждения, например, методом лучевых скоростей. Параметры планеты обнаруживаемые через ее транзит в комбинации с методом лучевых скоростей:размер и форма, хим. состав и температура атмосферы. Данные с телескопа Spitzer, полученные дляпланеты  Andb указывают на очень высокуюразницу температур(1400° C) между дневнойи ночной сторонами планеты.

8. Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза Если одна звезда проходит точно перед другой, пересекая луч зрения наблюдателя, может наблюдаться увеличение блеска более отдаленной звезды вследствие эффекта гравитационной линзы. Если у ближней звезды имеется планета, она усиливает эффект гравитационной линзы. Шансы обнаружить планету повышаютсяпри наблюдении большого количества звезд одновременно. Слева: Ближняя звезда фокусируетсветдалекойзвезды,еслиони обе находятся точнона одной линии для наблюдателя на Земле. В результате, блеск далекой звезды постепенно возрастает, достигая пика, а потом уменьшается до прежнего уровня. Справа: Если ближняя звездаимеет планету, она усиливаетэффектгравитационной линзы,приводя к появлению дополнительного узкого пика на кривой блеска.

9. Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза Преимущества метода: 1) Чувствительность не зависит от параметров планеты (периода, массы). 2) Звезда может быть слабой. В нaстоящеевремяэто самый предпочтительныйметод для обнаружения экзопланет земного типа для наземныхтелескопов. Недостатки: 1) Событие никогда не повторяется для одной и той же звезды. 2) Обнаруженные планеты чаще всего оказываются расположены слишком далеко (неск.кпк).Последующие наблюдения другими методами обычно не возможны. Увеличение блеска далекой звезды из-за эффекта гравитационной линзы. На нисходящей кривой хорошо виден характерныйпик, вызванный присутствиемпланеты. Масса обнаруженной в результате наблюдений планеты равна 5.5 массы Земли. (Beaulieu et al. 2006)

10. Методы обнаружения экзопланет: поляризация Метод основан на регистрации света звезды, отраженногои/илирассеянного от поверхности (атмосферы)планеты.Этот свет линейно поляризованв направлении, ортогональномплоскости рассеяния (в данном случае – плоскости орбиты). Направление и величина наблюдаемой линейной поляризации будут изменяться по мере движения планеты по орбите вокруг звезды. Поляриметрия может обнаружить планету даже при очень малых углах наклона орбиты, когда метод лучевых скоростей и метод регистрации транзита бессильны. Из поляриметрии можно определить: 1) орбитальный периодPorb 2) угол наклона орбитыi, 3)эксцентриситет орбитыe 4) свойства атмосферы (поверхности) планеты Ожидаемое изменение направления и величины линейной поляризации света звезды, отраженного от поверхности планеты при ее движении по орбите.

11. Методы обнаружения экзопланет: поляризация Поляриметрия обладает очень большим диагностическим потенциалом, но ожидаемый поляризованный сигнал очень мал (~ 10-5). Площадь поверхности планеты по сравнению с размерами звезды очень мала, и поляризованный отраженный свет сильно разбавлен неполяризованным излучением самой звезды. Требуются большие телескопы и специально спроектированные точные поляриметры. Первые измерения полученыв 2004 – 2005 (Hough et al. ): PlanetPol, WHT (4 м). Заявленная точность~ 10-6 (0.0001%). Три системы,  Boo, And и 55 Cnc былиисследованы, переменная поляризация не обнаружена (верхний предел ~ 2 x 10-5). Теоретические оценки величины поляризации при рассеянии а атмосфере планеты сильно зависят от предположений о свойствах самой атмосферы (хим. состав; размер частиц; размер облаков; распределение облаков по высоте и т.д.) Некоторые модельные расчеты показывают, что при определенных условияхполяризацияможет быть на порядок величины больше: Несферичность поверхности иэксцентричность орбитыможет усилить величину поляризации до 0.2 - 0.5 x 10-4 (Sengupta S., & Malay, M. 2006, singe scattering model). Наличие обширных вытянутых газовых оболочек(гало) вокругнекоторых экзопланет (Vidal-Madiar et al. 2003, Wheatley & Briggs, 2007) – эффективность рассеяния выше в неск. раз.

12. Методы обнаружения экзопланет: астрометрия Основная идея: измерить ”покачивание”звезды вызванное орбитальным движением планеты. Для этого нужно измерять видимое смещение звезды на небе относительно удаленных неподвижных звезд в течении длительного интервала времени. Можно определить период и массу планеты. Нужны инструменты более точные, чем те, что есть сейчас в наличии. GAIA Space astrometry mission (ESA): с помощью космического телескопа, предназначенного для измерения сверхточных ( точность ~ 10-20 угловых микросекунд) параллаксов звезд, планируется обнаружить 10000 – 50000 планетна расстоянии до 150 pc с орбитальными периодами < 9 лет. Рассчитанное видимое перемещение Солнца по небу, вызванное Юпитером, наблюдаемое с расстояния 10 парсек.

13. Методы обнаружения экзопланет: интерферометрия Идея метода: блокировать излучение центральной звезды с помощью ноль-интерферометра и получить прямое изображение планеты на CCD. Труднореализуем, но обладает большим диагностическим потенциалом. Дает возможность определить состав планеты, ее температуру, свойства ее атмосферы, тип ее поверхности, период вращения и др. К настоящему времени обнаружено 4 кандидата в планеты (см. иллюстрацию). LBTI (Large BinocularTelescope Interferometer)(на рисунке справа) • Mount Graham, Arizona • Должен войти в строй в 2009 • Ближний ИК диапазон (выше контраст) • Околозвездные диски / планеты-гиганты 2M1207 b: планета или коричневый карлик? LBTI: два зеркала диаметром 8.4 м, длина базы – 15 м. J, H и K фотометрия.

14. Методы обнаружения экзопланет:планеты вокругпульсаров • Пульсар:быстро вращающаяся магнитная нейтронная звезда. • Размер: 10 – 20 км, • Плотность: 109г/см3, • Остаток от вспышки сверхновой, • Излучает радио волны в узком конусе из области магнитных полюсов (эффект ”маяка”), • Период пульсаций = периоду вращения. Орбитальное вращение планеты приводит к”покачиванию”пульсара вдоль луча зрения. Период радио пульсаций меняется из-за эффекта Допплера. • Измеряя задержки в периоде пульсаций (10-12сек), можно обнаружить присутствие планеты и найти период ее обращения и массу. • На рис. справа: три планеты обнаружены у пульсара PSR1257+12(Wolszczan & Frail, 1992) Схема, поясняющая излучение пульсара. Типичный период пульсаций – неск. секунд, но есть объекты с пульсациями в 10-3сек.

15. Свойства экзопланет:статистика открытий Всего открыто планет: ~ 300 (к концу 2008 г.) ~ 20 систем с несколькими (до трех) планетами. • Больше всего планет открыто методом измерения лучевых скоростей: > 250 (c 1995 г.) • Много планет обнаружено методом транзита: > 30 (c 1999 г.) Но: многие из них пока еще не подтверждены. • 4 планеты открыты методом гравитационной линзы (с 2004 г.) • 4 планеты открыто у пульсаров (с 1992 г.) – возможно эти планеты сформировались после взрыва сверхновой из ее остатков. • 4 кандидата в планеты обнаружены методом ноль-интерферометрии (с 2004 г.) Образование планет вокруг звезд – не редкость, а обычное явление! Солнечная система сильно отличается от других открытых планетных систем! (но: необходимо принять во внимание сильный эффект селекции) Источник информации по экзопланетам: The Extrasolar Planet Encyclopaedia (http://exoplanet.eu/)

16. Свойства экзопланет:радиусы орбит • Значительное число экзопланетобращаются вокруг своих звезд по орбитам < 0.1 AU ! • Есть много планет с орбитой в пределах 0.04-0.05 AU с периодами обращения 3-4 дняи с массой ≥ 1 MJ(hot Jupiters). Прежняя теория формирования планетных систем требует серьезной модификации. • Высокая температура на расстоянии < 0.1 AU сильно затрудняет формирование планеты. 2) Масса типичногопротопланетного дискавнутри таких коротких орбитслишком мала, чтобы сформировать планету с массой Юпитера,даже при 100% эффективности использования имеющегося вещества. 3) Даже если бы вещества было достаточно, молодой “горячий Юпитер”был бы разорванна части гравитацией звезды. Зависимостьмежду массой (в MJ) идлиной большой полуоси орбиты (в AU) для экзопланет(красные значки)идля планет солнечной системы (зеленые значки). Взято из:http://jilawww.colorado.edu/~pja/

17. Свойства экзопланет:эксцентриситеты орбит Эксцентриситеты орбит экзопланет: В целом, эксцентричность орбит у экзопланет довольно велика! Это обстоятельство трудно объяснить одним эффектом селекции. Планета, расположенная на близком расстоянии от звезды, должна обращаться по круговой орбитеиз-за приливного воздействия. Возможное объяснение: экзопланеты-гиганты формируются на значительном удалении от центральной звезды, постепенно мигрируя по направлению к ней. Зависимоcть эксцентричности орбитыот длины большой полуоси дляэкзопланет-гигантов (красныезначки) и планет солнечной системы (зеленыезначки). Видимое отсутствиеэкзопланет на расстоянии более 3 AU- следствие эффекта наблюдательной селекции. Взято из:http://jilawww.colorado.edu/~pja/.

18. Свойства экзопланет:орбитальные периоды Орбитальные периоды экзопланет: Ясно видна группировка планетвокруг периодов ~ 3 дня и видимое отсутствие планет с более короткимипериодами.  Заметное отличие от распределения периодов в двойных звездах! • Механизмы формирования планет и звезд существенно отличаются. • В процессе миграции к центральной звезде, планета-гигант в силу определенных причин ”тормозит” на расстоянии,соответствующему Porb ~ 3 дня. Важное дополнение: недавно обнаружены 4 планеты с Porb< 3 дней, самый короткий из них ≈ 1.3 дня! Зависимость эксцентриситета орбиты от величины орбитального периодадля экзопланет (красные значки), двойных звезд (черные точки), планет-гигантовсолнечной системы (зеленые значки) иЗемли (синий символ). Взято изSantos et al. (2002).

19. Свойства экзопланет:массы Сравнение масс экзопланет и карликовых звезд: Теория предсказывает два принципиально различных механизма формирования: гравитационный коллапсдля звезди аккреция на ядродляпланет Два разных класса объектов должны быть видны в функции распределения массдля маломассивных компаньонов звезд! Ясно видимый ”провал” в диапазоне масс ~ 20 и ~60 MJ : крайне мало объектов былообнаружено (вплотьдо 2002!) Новейшиеданные, начиная с 2006 г. постепенно начали заполнять ”провал” в распределении масс: открыт новый подкласс маломассивных коричневых карликов - Y dwarfs . Таким образом одна лишь масса не может более считаться критерием отличия звезды от планеты. Распределение масс для маломассивных компаньонов у звезд солнечного типа. Виден провал в диапазоне 20–60 масс Юпитера.Взято из Santos et al. (2002).

20. Свойства экзопланет:потяря вещества из-за испарения Данные наблюдений свидетельствуют о потере вещества у некоторых горячих Юпитеров в результате испарения. У двух горячих Юпитеров HD 209458b (и HD 189733b обнаружены протяженные газовые оболочки, образующиеся в результате прогрева их атмосфер излучением центральной звезды. Темп потери вещества испарением у HD 189733b составляет 1014г/год – планета может целиком испариться за 109 лет! Возможно, что часть горячих Юпитеров образуется из испаряющихся Y-карликов? Испаряющаяся планета HD 209458b впредставлении художника.

21. Свойства экзопланет:металличность их звезд • Звезды с планетами имеют высокое содержание металлов в своих атмосферах. • Это хорошо согласуется с теорией, предсказывающей образование планет в результате аккреции на ядро. • Большое количество тяжелых элементов в диске способствует образованию и росту планетозималей. • Образование планет идет более быстро, и у звезды больше шансов на появление нескольких планет. Зависимость частоты встречаемости планет от количества железа в атмосфере звезды. Взято из Santos et al. 2005

22. Формирование экзопланет:теория планетной миграции Планетная миграция: Горячие Юпитеры не могут формироваться там, где сейчас находятся Они должны мигрироватьот места своего рождениятуда, гдеони находятся сейчас. Миграция происходит вследствиегравитационного взаимодействиямежду газовым и/или планетозимальным диском и формирующейся планетой. Существуют два типа миграционных мод, разница между которыми определяется накопленной массой планеты, а именно, достаточно ли она массивна, чтобы проделать круговую брешь в диске (тип II)или нет (типI) (Lin et al. 1996, Ward 1997). Как правило, планета начинает свой дрейф к центральной звезде с миграции типа I. Так как вещество диска внутри орбиты планеты вращается быстрее чем снаружи,диск ”подтормаживает”планету. В результате потери планетой части своего вращательного момента,она начинает приближаться по спирали к центральной звезде.

23. Формирование экзопланет:теория планетной миграции Проблемы: Почему Юпитер в Солнечной системесуществует на расстоянии 5 AU? Типичное время миграции (105 - 106лет) слишком мало! Меньше типичного времени, необходимого для завершения формирования планеты-гиганта В большинстве случаев, планета не выживет, а упадет на звезду! Существуют механизмы, останавливающие миграцию на определенном расстоянии: Центральная пустая полостьв диске (проделанная магнитосферой звезды) илиприливное трение (обмен угловым моментоммежду орбитальным движением планеты и осевым вращением звезды). Есть и другие теории миграции, например:дисковая нестабильность (Boss 1997, 2003). Если планета становится достаточно большой и массивной, она начинает аккрецировать газ из диска и проделывает в нем круговую брешь на пути своего движения по орбите. Это резко замедляет темп миграции, в 10-100 раз.Дальше происходит медленный дрейф к звезде (миграция типа II).

24. Обнаружение поляризованного света от экзопланеты HD 189733b Berdyugin1), A. V., Berdyugina2) S. V., Piirola1) V., & Fluri2) D. M. 1) Tuorla Observatory, University of Turku, Finland 2) Institute of Astronomy, ETH, Zurich, Switzerland

25. Планета HD 189733b:основная информация HD 189733b – что известно: Открыта в 2005 г. методом транзита ( Bouchy et al. 2005) d = 19.25 pc Porb = 2.218581 days a (AU) = 0.0312 e = 0.0 i = 85.7 R = 1.26  0.03 RJ (Bouchy et al. 2005) – в синем свете(B-band)глубина транзитана 20% = 1.154  0.017 RJ (Point et al. 2007)больше чем в красном (R-band) = 1.19  0.08 RJ (Baines et al. 2007) ИК-телескоп Spitzer обнаружил тепловое излучение от планеты на 16 мкм: температура поверхностиT = 1117  42K (Deming et al. 2006) Новые ИК-наблюдения на 8 мкмпоказали, что разница температур между дневной и ночной сторонами планеты< 300o C (Knutson et al. 2007)  сильное отличие от другой экзопланеты -  Andb (~ 1400o C)

26. Планета HD 189733b:свежая информация • Возможно присутствие в атмосфере планеты молекул H2O and CH4 (Tinetti et al. 2007; Swain et al. 2008). • С помощью спектроскопии высокого разрешения во время транзита, Hubble Space Telescope обнаружил присутствие пара из частиц размером в несколько десятых микронв верхних слоях атмосферы планеты (Pont et al. 2007).  можно ожидать значительной поляризации в синей области спектра из-за Рэлеевского рассеяния! • HD189733b – хороший кандидат на обнаружение у нее поляризации. Испарение планеты HD209458b,HD 189733b возможно выглядит похоже! Wheatley & Briggs(2007), анализируя архивные данные с рентгеновского космического телескопа ROSAT, обнаружили у HD 189733b испаряющуюся атмосферу и значительную потерю вещества из-за прогрева рентгеновским излучением центральной звезды.

27. Планета HD 189733b:наблюдения поляризации • Наш телескоп: 60 см, управляется по сети, расположен на островеЛа Пальма (Канарские о-ва) • Поляриметр: DIPol (создан в 2003 г.) • Детектор: Apogee AP47p камерас Marconi CCD4-10 CCD чипом (высокая чувствительность в синей области) • Вращающаяся супер-ахроматичнаяпластинка λ/2 • Анализатор: кальцит, 0.5 mm (разведение лучей 11.5 угловых секунд) • Турель с фильтрами (UBVR) Пластинка вращается с шагом в 22.5o, один цикл измерения состоит из 16 экспозиций, при этом линейная поляризация измеряется 4 раза. Используется стандартная процедура обработки CCD-изображений (учет шума при считывании, вычет темнового тока и вклада неба и т.д.) Два изображения звезды (с взаимно ортогональной поляризацией) считываются и их интенсивности используются для вычисления нормированных параметров Стоксаqиu . Поляриметр DIPol

28. ПланетаHD 189733b:наблюдения поляризации Наблюдения HD 189733b выполненыв 2006-2007 г.г. в фотометрической полосе B. В 2006 г.: экспозиции по 10 – 15 секпри 2x16 положениях пластинки = 8 измерений поляризации за одну ночь: ошибка σP = 0.02 – 0.03% В 2007 г.: экспозиции по 20 – 30 секпри 4x16 положениях пластинки = 16 измерений поляризации за одну ночь: ошибка σP = 0.01- 0.015% Телескопная поляризация очень мала < 0.015% и стабильна. Всего получено: 93 ночных измерения параметровСтоксаq иuс очень плотнымпокрытием фаз орбитального периода. Ошибка усредненнойпо фазовым интервалам в 0.1 периода поляризации σP= 0.006% (~ 10 измерений на каждый интервал!) Амплитуда переменности:q ~2104, u ~1104 Измеренные параметрыСтоксаqиuи их ошибки 1(увеличены в 104).Данные за 2006 г. показаны вверху, за 2007 г. - посередине(заполненные кружки). Усредненные в одинаковых фазовых интервалах значения параметров Стоксапоказаны внизу (пустые кружки). Сплошной красной линией показана аппроксимация данных моделью.

29. Планета HD 189733b:интерпретация данных поляриметрии Параметры планеты HD 189733b Использоваласьупрощенная модель:Сфера Ламберта-идеально отражающая свет поверхность имеющая альбедоp = 2/3 + Рэлеевское рассеяние (Fluri & Berdyugina, 2009). Известные (фиксированные) параметры: орбитальный периодPorb , эпоха прохождения периастраTo , радиус орбитыпланетыa радиус звездыR* Свободные (варьируемые)параметры: эксцентриситетe , наклон орбиты к лучу зренияi, долгота восходящего узла орбиты, радиус сферы ЛамбертаRL , постоянный компонентполяризации ΔqиΔu

30. Планета HD 189733b:интерпретация данных поляриметрии Процедура поиска наилучшего решения: 2-минимизация примененная ко всему массиву данных наблюдений. Величина эксцентриситета e и угла наклона орбитыi,найденные из поляриметрии, хорошо согласуются со значениями, определенными методом транзита. Для оценки величины ошибок параметров определенных из моделирования и оценки устойчивости решения был использован метод Монте Карло.В качестве реальной орбиты была принята орбита, определенная из наилучшего решения, затембыло сгенерировано 200 массивов наблюдательных данных с теми же фазами орбитального периода и с теми же ошибками измерений, что и реальные данные. Затем2-минимизация была применена к сгенерированным наборам данных и наилучшее решение найдено для каждого из них. Один из сгенерированных наборов данных поляризации (вверху) и усредненные в равных фазовых интервалах значения поляризации полученные из этого набора (внизу). Наилучшее решение полученное из2-минимизациипоказана красной сплошной линией.

31. Планета HD 189733b:интерпретация данных поляриметрии Результаты статистических тестов показали, что параметры планеты, полученные из сгенерированных наборов данных концентрируются вокруг наилучшего решения для каждого из параметров. Из этого можно сделать выводы, что: • ошибки измерений имеют Гауссово (нормальное) распределение, 2) обнаруженный поляризационный сигнал не является артефактом, 3) решение устойчиво к ошибкам. Результаты теста методом Монте Карло были использованы для оценки ошибок параметров планеты, найденных из поляриметрии. 2контуры,соответствующие наилучшему решениюдля HD 189733b (сплошные линии). Контуры показаны для доверительных интервалов 68.3%, 90%, и 99%. Из-за неоднозначности определения угла , имеются два одинаковых минимума, отстоящих друг от друга на 180o. Решения, полученные из сгенерированных методом MoнтеКарло наборов данных показаны красными точками.

32. Планета HD 189733b: результаты поляриметрии • Ориентация орбиты на небе (см. рисунок). • Радиус сферы Ламберта: RL = 1.5  0.2 Rjна~ 30% больше чем радиус планеты, определенный методом транзита. • В реальности, альбедо планеты должно быть меньше  размер рассеивающей свет атмосферы, найденный из поляриметрии, может быть еще больше. Если альбедо сравнимо с наблюдаемым у Юпитера и Сатурна (~ 0.5), то размер атмосферыRL = 1.7  0.2 Rj • Большой размер рассеивающей свет атмосферы согласуется с результатами рентгеновских наблюдений,свидетельствующих о наличии протяженной газовой оболочки вокруг HD 189733b (Wheatly & Briggs, 2007) • Данные поляриметрии свидетельствуют о рассеянии на малых частицах: H, H2, H2O, или дажена небольшихпылинках. В последнем случае размер пылевых частицдолжен быть≤ 0.5 мкм.

33. Планета HD 189733b: схема, поясняющая возникновения поляризации Перемещение планеты по небу(справа), приводящее к возникновению переменной поляризации (слева). Поляризация достигает максимума в моменты элонгаций (фазы 0.25 и 0.75), когда угол рассеяния = 90o. В моменты соединений (фазы 0.0 и 0.5) поляризация близка к нулю из-за того, что свет рассеянный вперед и назад почти не поляризован.

34. Планета HD 189733b: новые наблюдения поляризации в 2008 г. TurPol (NOT, 2.5 м)UBV,2008 г.Апрель и Aвгуст • Экспозиции в 10 сек при 8x16 положениях фазовой пластинки = 32 измерения параметровСтоксаqиuза один час. • Всего: 40 часовнаблюдений с хорошим покрытием орбитального периода. • Ошибка одного измерения за ночь (3–4h) ~310–5 • Ошибка усредненной по фазовому интервалу величины поляризации ~210–5 • Очень малая телескопная поляризация < 510–5 (~20 standard stars)