На цій сторінці описано орбітальні та фізичні параметри екзопланет .
Орбітальні параметри
Більшість відомих кандидатів на екзопланети були відкриті за допомогою низки непрямих методів, тому можна визначити лише деякі з їхніх фізичних та орбітальних параметрів. Наприклад, з шести незалежних параметрів, що визначають орбіту, метод радіальної швидкості може визначити чотири: велику піввісь, ексцентриситет, довготу періастру та час періастру. Два параметри залишаються невідомими: нахил та довгота висхідного вузла .
Відстань від зорі та період обертання Існують екзопланети, які знаходяться набагато ближче до своєї материнської зорі, ніж будь-яка планета Сонячної системи до Сонця, а також є екзопланети, які знаходяться набагато далі від своєї зорі. Меркурій, найближча планета до Сонця, знаходиться на відстані 0,4 астрономічних одиниць (а.о.), обертається навколо своєї осі за 88 днів, але найменші відомі орбіти екзопланет мають орбітальні періоди лише кілька годин. Система Кеплер-11 має п'ять планет на менших орбітах, ніж Меркурій. Нептун знаходиться на 30 а.о. від Сонця і обертання навколо нього займає 165 років, але є екзопланети, які знаходяться на відстані тисяч а.о. від своєї зорі обертаються навколо неї десятки тисяч років, наприклад, GU Piscium b.
Методи радіальної швидкості та транзиту є найбільш чутливими до планет з малими орбітами. Найдавніші відкриття, такі як 51 Peg b, були газовими гігантами з орбітами протягом кількох днів. Ці «гарячі Юпітери», ймовірно, сформувалися далі та мігрували всередину.
Метод прямої візуалізації є найбільш чутливим до планет з великими орбітами, і завдяки йому було виявлено деякі планети, відстані між планетами та зорями яких становлять сотні а.о.. Однак протопланетні диски зазвичай знаходяться на відстані лише близько 100 радіусом а.о., а моделі акреції ядра прогнозують формування планет-гігантів у межах 10 а.о., де планети можуть досить швидко злитися, перш ніж диск випарується. Планети-гіганти з дуже довгим періодом обертання могли бути планетами-ізгоями, які були захоплені, або сформувалися поблизу та гравітаційно розсіяні назовні, або планета та зоря могли бути широкою подвійною системою з незбалансованою масою, де планета була б основним об'єктом власного окремого протопланетного диска.
Моделі гравітаційної нестабільності можуть створювати планети на відстанях до кількох сотень а.о., але для цього потрібні були б надзвичайно великі диски. Для планет з дуже широкими орбітами до кількох сотень тисяч а.о. може бути важко спостережливо визначити, чи гравітаційно пов'язана планета із зорею.
Більшість відкритих планет знаходяться в межах кількох а.о. від їхньої зорі, оскільки найпоширеніші методи (вимірювання променевої швидкості та транзиту) вимагають спостереження кількох орбіт для підтвердження існування планети, і з моменту першого використання цих методів минуло достатньо часу лише для покриття невеликих відстаней. Деякі планети з більшими орбітами були відкриті за допомогою прямої візуалізації, але існує середній діапазон відстаней, приблизно еквівалентний області газових гігантів Сонячної системи, яка значною мірою не досліджена. Обладнання для прямої візуалізації для дослідження цієї області було встановлено на двох великих телескопах, які розпочали роботу у 2014 році, наприклад, Gemini Planet Imager та VLT-SPHERE. Метод мікролінзування виявив кілька планет у діапазоні 1–10 а.о.Catalog Listing. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Видається правдоподібним, що в більшості екзопланетних систем є одна або дві планети-гіганти з орбітами, порівнянними за розміром з орбітами Юпітера та Сатурна в Сонячній системі. Гігантські планети зі значно більшими орбітами зараз рідкісні, принаймні навколо зір, подібних до Сонця.
Відстань від придатної для життя зони до зорі залежить від типу зорі, і ця відстань змінюється протягом її життя, оскільки змінюються її розмір і температура.
Дослідження планети WASP-12b, проведене у 2019 році, показало, що орбіта WASP-12b зменшується в результаті припливних взаємодій між планетою та зорею-господарем WASP-12. Через це зменшення орбітальний період скорочується, і планета наближається до зорі-господаря, поки не стане її частиною через 2,90 мільйона років.
Ексцентриситет Ексцентриситет орбіти – це міра того, наскільки вона еліптична (витягнута). Усі планети Сонячної системи, крім Меркурія, мають майже кругові орбіти (e<0,1).
Більшість екзопланет з орбітальним періодом 20 днів або менше мають майже кругові орбіти, тобто дуже низький ексцентриситет. Вважається, що це пов'язано з припливною циркуляцією: зменшенням ексцентриситету з часом через гравітаційну взаємодію між двома тілами.
Планети, переважно розміром менше Нептуна, знайдені космічним апаратом «Кеплер» з короткими орбітальним періодами, мають дуже кругові орбіти. На противагу цьому, планети-гіганти з довшими орбітальними періодами, виявлені методами радіальних швидкостей, мають досить ексцентричні орбіти. Станом на липень 2010 року 55% таких екзопланет мають ексцентриситет більше 0,2, тоді як 17% мають ексцентриситет більше 0,5.
Помірні та високі ексцентриситети (e>0,2) планет-гігантів не є ефектом спостережувального відбору, оскільки планету можна виявити приблизно однаково добре незалежно від ексцентриситету її орбіти. Статистична значущість еліптичних орбіт в ансамблі спостережуваних планет-гігантів дещо дивує, оскільки сучасні теорії формування планет припускають, що орбітальний ексцентриситет планет з малою масою повинен бути циркуляризованим гравітаційною взаємодією з навколишнім протопланетним диском. Однак, коли планета стає більш масивною, а її взаємодія з диском стає нелінійною, це може викликати ексцентричний рух газу навколишнього диска, що, у свою чергу, може збуджувати орбітальний ексцентриситет планети.
Низькі ексцентриситети корелюють з високою множинністю (кількістю планет у системі). Низький ексцентриситет необхідний для придатності для життя, особливо для розвинених форм життя.
Для слабких доплерівських сигналів поблизу меж поточної здатності виявлення ексцентриситет стає погано обмеженим і зміщеним у бік вищих значень. Припускається, що деякі з високих ексцентриситетів, про які повідомляється для екзопланет з малою масою, можуть бути завищеними, оскільки моделювання показує, що багато спостережень також узгоджуються з двома планетами на кругових орбітах. Зафіксовані спостереження окремих планет на помірно ексцентричних орбітах мають приблизно 15% ймовірність бути парою планет. Це неправильне тлумачення особливо ймовірне, якщо дві планети обертаються з резонансом 2:1.
Зі зразком екзопланет, відомим у 2009 році, група астрономів підрахувала, що:
близько 35% опублікованих ексцентричних рішень для однієї планети статистично не відрізняються від планетарних систем в орбітальному резонансі 2:1; ще 40% не можна статистично відрізнити від рішення для кругової орбіти; планети з масами, порівнянними з Землею, можуть бути приховані у відомих орбітальних рішеннях ексцентричних суперземель та планет з масою Нептуна.
Дослідження радіальної швидкості виявили, що орбіти екзопланет за межами 0,1 а.о. є ексцентричними, особливо для великих планет. Дані про транзити, отримані космічним апаратом «Кеплер», узгоджуються з дослідженнями RV, а також показали, що менші планети, як правило, мають менш ексцентричні орбіти.
Залежність кута нахилу від кута обертання орбіти Нахил орбіти – це кут між площиною орбіти планети та іншою площиною відліку. Для екзопланет нахил зазвичай визначається відносно спостерігача на Землі: використовується кут між нормаллю до площини орбіти планети та лінією зору від Землі до зорі. Тому більшість планет, що спостерігаються методом транзитів, близькі до 90 градусівMason, John (2008) Exoplanets: Detection, Formation, Properties, Habitability. Springer. . p. 2.
Оскільки слово «нахил» використовується в дослідженнях екзопланет для позначення цього нахилу лінії зору, то кут між орбітою планети та обертанням зорі повинен називатися кутом спін-орбіта або спін-орбітальним вирівнюванням. У більшості випадків орієнтація осі обертання зорі невідома. Космічний апарат «Кеплер» виявив кілька сотень багатопланетних систем, і в більшості з цих систем планети обертаються майже в одній площині, подібно до Сонячної системи. Однак поєднання астрометричних вимірювань та вимірювань радіальної швидкості показало, що деякі планетарні системи містять планети, орбітальні площини яких значно нахилені одна відносно одноїOut of Flatland: Orbits Are Askew in a Nearby Planetary System. Scientific American. 24 May 2010..
Більше половини гарячих Юпітерів мають орбітальні площини, суттєво зміщені з обертанням їхньої материнської зорі. Значна частина гарячих Юпітерів навіть має ретроградні орбіти, тобто вони обертаються в напрямку, протилежному обертанню зорі.
Замість того, щоб орбіта планети була порушена, можливо, сама зоря перевернулася на початку формування своєї системи через взаємодію між магнітним полем зорі та диском, що формує планету"Tilting stars may explain backwards planets", New Scientist, 1 September 2010, Vol. 2776..
Прецесія періастра Прецесія періастра — це обертання орбіти планети в межах орбітальної площини, тобто осі еліпса змінюють напрямок. У Сонячній системі основною причиною є збурення від інших планет, але для близьких екзопланет найбільшим фактором можуть бути припливні сили між зорею та планетою. Для екзопланет, які розташовані достатньо близько, внесок загальної релятивістської теорії в прецесію також є значним і може бути на порядки більшим, ніж той самий ефект для Меркурія.
Деякі екзопланети мають значно ексцентричніші орбіти, що полегшує виявлення прецесії. Вплив загальної теорії відносності можна виявити в часових масштабах близько 10 років або менше.
Нодальна прецесія Нодальна прецесія — це обертання площини орбіти планети. Нодальну прецесію легше відрізнити від прецесії періастрона, коли площина орбіти нахилена до обертання зорі, крайнім випадком є полярна орбіта.
WASP-33 — це швидкообертова зоря, навколо якої на майже полярній орбіті знаходиться гарячий Юпітер. Квадрупольний момент маси та власний кутовий момент зорі відповідно у 1900 та 400 разів більші, ніж у Сонця. Це спричиняє значні класичні та релятивістські відхилення від законів Кеплера. Зокрема, швидке обертання спричиняє велику нодальну прецесію через сплющеність зорі та ефект Лензе-Тіррінга.
Обертання та осьовий нахил
У квітні 2014 року було оголошено про перше вимірювання періоду обертання планети: тривалість дня для газового гіганта суперюпітера Бета Живописця b становить 8 годин (виходячи з припущення, що нахил осі планети малий)Length of Exoplanet Day Measured for First Time. Eso.org. 30 April 2014Klotz, Irene (30 April 2014) Newly Clocked Exoplanet Spins a Whole Day in 8 Hours . Discovery.com.. З екваторіальною швидкістю обертання 25 км за секунду, це швидше, ніж для планет-гігантів Сонячної системи, що відповідає очікуванню, що чим масивніша планета-гігант, тим швидше вона обертається. Відстань Бета Живописця b від її зорі становить 9 а.о. На таких відстанях обертання планет Юпітера не сповільнюється припливними ефектами.
Бета Живописця b все ще тепла та молода, і протягом наступних сотень мільйонів років вона охолоне та зменшиться приблизно до розміру Юпітера, і якщо її кутовий момент збережеться, то зі скороченням тривалість її дня зменшиться приблизно до 3 годин, а її екваторіальна швидкість обертання прискориться приблизно до 40. км/с. браження Бети Живописця b не мають достатньо високої роздільної здатності, щоб безпосередньо побачити деталі, але методи доплерівської спектроскопії були використані, щоб показати, що різні частини планети рухаються з різною швидкістю та в протилежних напрямках, з чого було зроблено висновок, що планета обертаєтьсяLength of Exoplanet Day Measured for First Time. Eso.org. 30 April 2014.