Астрохимия и астробиология

О новых 1284 планетах

Дмитрий Вибе

2016-05-12 23:24:49

Существует два основных метода обнаружения внесолнечных планет: метод лучевых скоростей и метод затмений. В первом случае на наличие планеты указывают вызванные её тяготением колебания родительской звезды по лучу зрения, то есть периодические изменения лучевой скорости. Во втором случае планета выдаёт своё присутствие, периодически проходя по диску звезды, из-за чего блеск звезды на время снижается — происходит затмение звезды планетой.

Исторически первые внесолнечные планеты у обычных звёзд обнаруживались методом лучевых скоростей, и первые затменные планетные системы также были изначально выявлены с его помощью. Однако в начале XXI века стали появляться наблюдательные проекты, в которых метод затмений использовался уже в качестве основного способа обнаружения планет. Дело в том, что метод лучевых скоростей требует ресурсоёмких спектральных наблюдений, тогда как для метода затмений (или, как его ещё называют, метода транзитов) достаточно фотометрии, что делает его более подходящим для массового использования.

В первое время эффективность фотометрических поисков планет была невелика. К тому же, с методом затмений связана значительная вероятность «ложных срабатываний», то есть вероятность предположить наличие планеты там, где изменения блеска на самом деле связаны с другими причинами. Поэтому поначалу планету, обнаруженную методом затмений, считали подтверждённой только после того, как её наличие подтверждалось другим методом, например, методом лучевых скоростей.

Эта практика работала, пока количество затменных планет было невелико. Всё изменилось после запуска космического телескопа «Кеплер», который во время основного этапа своей работы непрерывно следил за полутора сотнями тысяч звёзд на площадке неба между созвездиями Лиры и Лебедя. При помощи «Кеплера» выявлено почти 9000 «подозрительных объектов», которые получили название KOI (Kepler Object of Interest). Очевидно, что проводить дополнительную независимую проверку удаётся лишь для некоторых из них. Во-первых, для большинства KOI она просто невозможна из-за их невысокой яркости. Во-вторых, даже если бы проверка была возможна в принципе, проведение 9000 высококачественных спектральных наблюдений было бы непозволительной роскошью.

Поэтому уже неоднократно предпринимались попытки каким-то образом выделять среди KOI «настоящие» планеты, опираясь только на уже имеющиеся данные. Полную уверенность в этом случае получить сложно, но можно, по крайней мере, оценить вероятность того, что данный кандидат является именно затменной планетой, а не чем-то ещё. Для проверки многих KOI команда «Кеплера» использовала метод BLENDER. Он позволяет на основе детального моделирования кривой блеска установить, является ли исследуемый объект «блендой», то есть эффектом наложения KOI и другой системы, например, фоновой затменной переменной звезды. В такой ситуации вы рискуете приписать вариации блеска KOI затмениям вращающейся вокруг него планеты и даже определить её параметры, тогда как на самом деле эти вариации принадлежат другой звезде. Метод BLENDER способен выявить такие случаи, но он достаточно ресурсоёмок, что делает невозможным его массовое применение.

При этом обилие планет «Кеплера» важно не только тем, что среди них могут попадаться какие-то интересные экземпляры для детального индивидуального изучения. Не менее (а может быть, и более) важна возможность исследовать статистические закономерности в ансамбле внесолнечных планет. А для статистических исследований не так уж необходимо точно определить статус каждого конкретного кандидата. Достаточно уверенности, что из полной выборки исключено подавляющее большинство ложных идентификаций (хотя, может быть, и не все). Для такой чистки можно придумать менее требовательный метод, который, возможно, оставит место для сомнений, но зато сможет применяться для больших массивов данных. Такой метод был предложен в 2012 году Тимоти Мортоном. В этом методе, во-первых, анализируется детальная форма кривой блеска — не похожа ли она больше не на планетный транзит, а на кривую блеска для ряда «непланетных» сценариев? Во-вторых, оценивается вероятность того, что в направлении на данный KOI в поле зрения телескопа попала не звезда с планетой, а похожий на неё «непланетный» объект. Для каждого KOI метод позволяет оценить вероятность ложной идентификации (False Positive Probability, FPP). Причём, полная обработка одного KOI занимает около получаса на одном ядре процессора.

В статье Мортона с коллегами, опубликованной в мае 2016 года, представлены результаты применения метода Мортона ко всей базе данных KOI для релиза данных DR24. Из 7470 объектов оценить величину FPP удалось для 7056 (в остальных случаях метод по разным причинам не сработал). Поскольку для значительной части объектов из этого списка нарушаются различные предположения метода, формально FPP для этих объектов вычислены, но достоверными их считать нельзя. Надёжными являются FPP только для 2857 объектов.

Средняя вероятность ложной идентификации для этих 2857 объектов составляет 15.5%. В подгруппах со специфическими свойствами шансы ошибиться с идентификацией планеты могут быть иными. Например, если вычисленный радиус предполагаемой планеты оказался больше 15 радиусов Земли, она с вероятностью 83.7% не является планетой. Для маленьких планет вероятность ложной идентификации снижается и для планет с оценкой радиуса меньше 4 земных радиусов достигает значений всего порядка 7%. В системах, где предполагается наличие одной планеты, вероятность ложной идентификации составляет 20.6%, тогда как системы с несколькими планетами куда более достоверны: там вероятность ошибки составляет всего 8.2%.

Далее, возникает вопрос: насколько мала должна быть вероятность ложной идентификации, чтобы объект можно было уверенно назвать планетой? Мортон с коллегами условно приняли предельное значение FPP равным 1%. Объектов, у которых величина FPP не достигла этого предела, в базе данных «Кеплера» нашлось 1935, но 651 объект уже и так был ранее опознан как планета. Совсем «новых» планет оказалось 1284. Среди них есть девять планет, формально попадающих в зоны обитаемости своих звёзд, однако авторы подчёркивают, что с учётом неопределённости звёздных параметров этот список весьма условен и приведён в статье лишь потому, что тема потенциальной обитаемости привлекает к себе значительный интерес.

С оставшимися KOI ситуация неоднозначная. Авторы считают, что планетами наверняка не являются объекты с FPP больше 90%. Среди объектов, которые в списке KOI помечены как Candidate, таких оказалось 428. (В рассмотрение не включались 3168 объектов, которые в списке KOI уже были помечены как False Positive.) С промежуточными значениями FPP (от 1 до 90%) необходимо разбираться дополнительно. Авторы сравнили свои результаты с исследованием 129 кеплеровских кандидатов в планеты-гиганты, которое проводилось при помощи метода лучевых скоростей (он в данном случае считается истиной в последней инстанции). В ходе этого исследования выяснилось, что реальными планетами являются только 45 из 129 кандидатов. Применение метода Мортона к этой выборке показало, что у этих подтверждённых планет среднее значение FPP составляет 10%, тогда как у «ложных планет», оказавшихся на поверку затменными двойными звёздами, среднее значение FPP равно 75%. Казалось бы, тенденция уловлена верно: у «ложных» планет значение FPP высоко, у «настоящих планет» — низко. Однако при этом у четырёх подтверждённых планет вычисленная Мортоном и др. величина FPP превышает 50%. Иными словами, низкое значение FPP означает, что речь с высокой вероятностью идёт о планете. Относительно высокое значение FPP, вообще говоря, не означает, что речь не идёт о планете.

В целом, важно помнить, что опубликованные результаты относятся только к статистической верификации «планетной» природы KOI. Если бы авторами было принято другое пороговое значение FPP, например 0.5% или 2%, число «новых» планет было бы другим. Сами они подчёркивают, что статья призвана в первую очередь продемонстрировать применение метода, а полученная ими выборка не может использоваться в качестве окончательной. Если в последующих исследованиях кто-то решит изучить отдельные входящие в неё объекты или их группы, ему придётся проводить дополнительную верификацию.

Ответить

Вы должны войти, чтобы оставить комментарий.