С помощью спектрометра HIRES в обсерватории Кека и спектрографа ELODIE[англ.] в От-Провансской обсерватории благодаря падению яркости звезды на 1,5 % удалось установить наличие планеты с орбитальным периодом 3,52 дня и массой не менее 0,69 массы Юпитера (1,31⋅1027 килограмм). С помощью телескопа STARE в NCAR Foothills Lab в Боулдер 9 и 16 сентября 1999 года Дэвид Шарбонно[англ.] и Тимоти Браун (англ.Timothy M. Brown) проводили наблюдения за прохождением (транзитом) планеты по диску звезды. Информацию о планете в августе 1999 года им предоставили Дэвид Латам[фр.] и Мишель Майор. Независимо от них 5 ноября наличие планеты с орбитальным периодом 3,52 дней установил Пол Батлер (англ.) по данным спектрометра HIRES и 8 ноября наблюдения за прохождением проводил Грегори Генри[англ.] с помощью телескопа обсерватории Фэрборна на горе Хопкинса[англ.][3][4]. Наблюдения позволили уточнить параметры планеты: её радиус в 1,4 раза больше радиуса Юпитера[5][6][7][8].
Кроме того, в ходе последующих наблюдений с помощью телескопа Хаббл в октябре—ноябре 2003 года удалось даже зафиксировать следы атмосферы Осириса — из-за того, что небольшая часть света от звезды доходит до нас, проходя через плотную нижнюю атмосферу планеты, оказалось возможным увидеть в спектрелинии поглощениянатрия. Неофициальное название в честь древнеегипетского бога указывает на миф, в котором Сет разрубил тело своего брата Осириса на части, чтобы тот не мог вернуться к жизни (тогда как HD 209458 b тоже теряет свой объём)[9].
Атмосферные явления
Стиль этого раздела неэнциклопедичен или нарушает нормы литературного русского языка.
Вопрос о том, является ли атмосфера этой планеты стабильной, или же под действием интенсивного излучениязвезды планета её теряет, является предметом научных споров.
Согласно одной из гипотез, атмосфера должна быть стабильна: по оценкам, температура нижних слоёв атмосферы составляет 1300 K, что не позволяет молекулам и атомам преодолевать силу тяжести и «вырываться на свободу». Однако известно, что температура может сильно меняться с высотой: так, температура очень разрежённых верхних слоёв атмосферы Земли близка к 1000 K. Причиной высокой температуры самых верхних слоёв атмосферы является разогрев коротковолновым ультрафиолетовым излучением звезды. Для Осириса, находящегося в гораздо большей близости к светилу, чем Земля к Солнцу, разогрев излучением далёкого ультрафиолетового диапазона должен идти гораздо более интенсивно.
Недавние дополнительные наблюдения за планетой в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа «Хаббл» показали, что в линии Лайман-альфа Осирис затмевает своё солнце гораздо более заметно — яркость звезды падает на 15 %, что соответствует размеру окружающего планету водородного облака примерно в 4,3 радиусаЮпитера. Поскольку размер полости Роша (зоны, в пределах которой вещество удерживается притяжением планеты) для Осириса равен 3,6 радиуса Юпитера, то результаты наблюдений могут быть объяснены только путём предположения, что планета непрерывно теряет вещество[10][11]. Об этом же свидетельствует и ширина линии поглощения — на основании её анализа можно сделать вывод, что атомы движутся со скоростями 130 км/с, что превышает вторую космическую скорость на Осирисе (43 км/с).
Сверхмощный шторм
Группа астрономов из разных университетов, работавшая под руководством Игнаса Снеллена (англ.Ignas Snellen) из Лейденского университета (Нидерланды), открыла шторм на планете. Как считают учёные, там дует ветер из угарного газа (СО). Скорость ветра составляет примерно 2 км/с, или 7 тысяч км/ч (с возможными вариациями от 5 до 10 тыс. км/ч). Это означает, что звезда довольно сильно подогревает экзопланету, расположенную от неё на расстоянии всего 1/8 расстояния между Меркурием и Солнцем, и температура её обращённой к светилу поверхности доходит до 1000 °C. Другая сторона, никогда не поворачивающаяся к звезде, значительно холоднее. Большая разница температур и вызывает сильные ветра[12][13].
Кометный хвост
В 2010 году учёным удалось установить, что планета представляет собой планету-комету, то есть от неё постоянно идёт сильный поток газов, которые сдувает излучение звезды с планеты. При этом на саму планету это заметно не влияет: при текущей скорости испарения она полностью будет уничтожена через триллион лет. Изучение шлейфа показало, что планета испаряется целиком; как лёгкие, так и тяжёлые элементы покидают её[11].
Скорость потери массы Осириса оценивается примерно в 100-500 миллионов килограммов в секунду, что эквивалентно испарению небольшой горы каждую секунду. Несмотря на такую впечатляющую скорость потери массы, планета теряет менее 0,1% своей общей массы за миллиард лет.
Кроме того, исследования показали, что в шлейфе планеты присутствуют следы редких элементов, таких как магний и кремний. Это открытие предоставило ученым уникальную возможность изучать состав внутренних слоев экзопланеты, которые обычно скрыты от наблюдения.
Наблюдения за Осирисом также помогли астрономам лучше понять процессы формирования и эволюции экзопланет, особенно горячих юпитеров, и их взаимодействие с родительскими звездами.
Дальнейшие исследования
В октябре—ноябре 2003 года были выполнены ещё более детальные наблюдения за спектром звезды при прохождении планеты по её диску[14]. В ультрафиолетовом диапазоне были идентифицированы линии поглощения, отвечающие атомам и ионам углерода и кислорода.
По сообщениям отдельных астрономов в 2007 году[15], в атмосфере планеты обнаружена вода. В 2013 году астрономам при помощи космического телескопа «Хаббл» вновь удалось найти в атмосфере планеты признаки водяного пара[16].
↑Brown, Timothy M.Photometric Detection of Transits by Extrasolar Planets (англ.) // The Third MONS Workshop: Science Preparation and Target Selection, Proceedings of a Workshop held in Aarhus, Denmark, January 24-26 / Eds.: T.C. Teixeira, and T.R. Bedding. — Aarhus Universitet, 2000. — P. 71—74.
↑Gregory W. Henry, Geoffrey W. Marcy, R. Paul Butler and Steven S. Vogt. A Transiting "51 Peg-like" Planet (англ.) // The Astrophysical Journal. — The American Astronomical Society, 2000. — 20 January (vol. 529, no. 1). — P. L41—L44. — doi:10.1086/312458.
↑David Charbonneau, Timothy M. Brown, David W. Latham, and Michel Mayor. Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star (англ.) // The Astrophysical Journal. — The American Astronomical Society, 2000. — 20 January (vol. 529, no. 1). — P. L45—L48. — doi:10.1086/312457.
↑Tsevi Mazeh, Dominique Naef, Guillermo Torres, David W. Latham, Michel Mayor, Jean-Luc Beuzit, Timothy M. Brown, Lars Buchhave, Michel Burnet, Bruce W. Carney, David Charbonneau, Gordon A. Drukier, John B. Laird, Francesco Pepe, Christian Perrier, Didier Queloz, Nuno C. Santos, Jean-Pierre Sivan, Stéphane Udry, and Shay Zucker. The Spectroscopic Orbit of the Planetary Companion Transiting HD 209458 (англ.) // The Astrophysical Journal. — The American Astronomical Society, 2000. — 20 March (vol. 532, no. 1). — P. L55—L58. — doi:10.1086/312558.
A. Vidal-Madjar, A.L. des Etangs."Osiris"(HD209458b), an evaporating planet // Extrasolar planets : today and tomorrow : proceedings of a meeting held at the Institut d'Astrophysique de Paris, Paris, France, 30 June - 4 July 2003 / edited by J.-P. Beaulieu, A. Lecavelier des Etangs and C. Terquem. — San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific, 2004. — 424 p. — (Astronomical Society of the Pacific conference series ; v. 321). — ISBN 978-1-58381-183-2.
G. Hébrard, A. Lecavelier des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, R. Ferlet.Evaporation rate of hot Jupiters and formation of Chthonian planets // Extrasolar planets : today and tomorrow : proceedings of a meeting held at the Institut d'Astrophysique de Paris, Paris, France, 30 June - 4 July 2003 / edited by J.-P. Beaulieu, A. Lecavelier des Etangs and C. Terquem. — San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific, 2004. — 424 p. — (Astronomical Society of the Pacific conference series ; v. 321). — ISBN 978-1-58381-183-2.
Charbonneau, D.[англ.].HD 209458 and the Power of the Dark Side // Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets (англ.) / Deming, Drake; Seager, Sara. — San Francisco: ASP, 2003. — Vol. 294. — P. 449—456. — (ASP Conference Series). — ISBN 1-58381-141-9..
