В поисках Н-альфа: использование вспышек для детектирования линий водорода в атмосферах экзопланет с наземных телескопов

Исследование атмосфер экзопланет в значительной степени опирается на анализ транзитных поглощений в резонансных линиях. Линия Лайман-альфа (121,6 нм) является ключевым инструментом для диагностики верхних слоёв атмосфер, однако её наблюдения затруднены поглощением в межзвёздной среде и требуют использования космических обсерваторий. Линия Н-альфа (656,3 нм), формирующаяся в более глубоких слоях, доступна для наземных телескопов, но ее низкая интенсивность (на 1–2 порядка меньше Лайман-альфа) серьёзно ограничивает её обнаружение — на сегодняшний день она зарегистрирована лишь для порядка десяти планет, таких как HD 189733 b и KELT-9 b [1, 2]. В данной работе мы исследуем возможность использования звёздных вспышек в качестве естественного механизма усиления сигнала в линии Н-альфа для последующего её обнаружения у более широкого круга экзопланет с помощью наземных обсерваторий.

Известно, что вспышки на звёздах приводят к резкому увеличению потока высокоэнергетического излучения (X-ray, XUV), что значительно влияет на физическое состояние верхних слоёв атмосфер экзопланет, вызывая дополнительную фотоионизацию и фотовозбуждение. Наблюдательные данные, например, для системы HD 189733 b, показывают, что вспышка может вызывать изменение поглощения в линии Лайман-альфа на 3% [3]. Мы предполагаем, что вызванные вспышкой каскадные переходы и увеличение скорости ударного возбуждения могут аналогичным образом влиять на населенности уровней n = 2 и n = 3 атома водорода, определяющих формирование и интенсивность линии Н-альфа. Для проверки этой гипотезы был модифицирован разработанный нами не-ЛТР код Astrea, в который добавлена возможность модуляции звёздного спектра вспышечной компонентой. Модель вспышки параметризуется степенной зависимостью потока от длины волны F_f(λ, t) = A(t) λ^−α, где α — коэффициент соотношения УФ и ИК компоненты вспышки. Временной профиль A(t) = A₀ [exp(−t / t_d) − exp(−t / t_r)] задаётся коэффициентами нарастания t_r и спада t_d. Верификация модели проводилась путем сравнения с наблюдательными данными по поглощению в линиях Лайман-альфа и Н-альфа для планет HD 189733 b, HD 209458 b и KELT-9 b, показав хорошее согласие по глубине поглощения и временным масштабам релаксации.

Проведенное моделирование демонстрирует, что максимальная концентрация атомов на уровне n = 2 достигается на высотах 1,5–2,0 радиуса планеты. Временная динамика релаксации населенности этого уровня после вспышки существенно зависит от температуры и протяженности атмосферы: от 1–2 часа для HD 209458 b до более 5 часов для горячей атмосферы KELT-9 b, что согласуется с выводами других работ о динамических процессах в атмосферах экзопланет [4]. Анализ поглощения показал, что для таких планет, как 55 Cancri e и TRAPPIST-1 c, вспышка может вызывать увеличение глубины поглощения в линии Н-альфа на 10–25 %. Для горячих юпитеров, подобных HD 189733 b, эффект усиления оказался менее значительным (< 0,1 %), что, однако, может быть связано с ограничениями использованной гидростатической модели.

Таким образом, наша работа демонстрирует, что звёздные вспышки могут служить мощным инструментом для усиления сигналов от экзопланетных атмосфер (10–25  % на протяжении 1–3 часов после пика вспышки), в частности, делая линию Н-альфа доступной для детектирования с наземных телескопов. Разработанная методика открывает новые возможности для планирования наблюдательных кампаний и интерпретации данных в контексте высокой звёздной активности. Перспективы дальнейших исследований связаны с интеграцией не-ЛТР кинетики с трехмерными гидродинамическими моделями, учетом влияния вспышек на химический состав атмосфер, а также исследованием резонансных линий других элементов.

Список литературы:

[1] C. Huang, P. Arras, D. Christie, and Z.-Y. Li, Astrophys. J. 851 (2017) 150.

[2] P.W. Cauley, E.L. Shkolnik, I. Ilyin, et al., Astron. J. 157 (2019) 69.

[3] A. Lecavelier des Etangs, D. Ehrenreich, A. Vidal-Madjar, et al., Astron. Astrophys. 514 (2010) A72.

[4] D.V. Bisikalo, A.A. Cherenkov, V.I. Shematovich, et al., Astron. Rep. 62 (2018) 648.