Ультрафиолетовая космическая обсерватория fuse реферат

Обновлено: 08.07.2024

Астрофизика – и ее понятия. Роль космических УФ-телескопов в исследовании Вселенной

Астрофизика и ее понятия. Роль космических УФ-телескопов в исследовании Вселенной

Все телескопы спроектированы так, что могут зафиксировать только некоторый узкий участок электромагнитного спектра. Наземные телескопы, как правило, оптические, т.е. работают в видимом свете (длина волны от 390 до 760 нм). В других диапазонах электромагнитных волн земная атмосфера непрозрачна (за исключением малых участков в ультрафиолетовом, радио и инфракрасном диапазонах). Но видимый свет занимает лишь незначительный участок электромагнитного спектра. Весь электромагнитный спектр простирается от длин волн менее 0,01 нм (гамма-излучение) до длин волн в сто километров (радиоволны). Для изучения объектов и процессов во Вселенной за границами видимого света используются космические телескопы. Телескопы разделяются на классы согласно основным диапазонам частот _ частоты гамма-излучения, рентгеновские, ультрафиолетовые (УФ), инфракрасные, оптические, микроволновые, радиочастоты.

Для всестороннего изучения астрономического объекта его нужно исследовать в различных частотах. Основные спектральные линии всех ключевых атомов и ионов находятся в ультрафиолетовой области (от 10 до 400 нм). Вот список астрофизических объектов и процессов, исследование которых требует использования УФ телескопов:

– области звездообразования,
– протопланетные диски,
– массобмен и аккреция в двойных системах,
– химический состав звезд и химическая эволюция галактик,
– образование массивных звезд,
– поздние стадии звездной эволюции (звезды горизонтальной ветви, белые,
– карлики, – межзвездное пылевое вещество,
– возрасты и химические особенности звездных населений,
– тепло-горячий компонент межзвездной среды,
– протогалактики,
– история звездообразования в галактиках,
– галактические фонтаны, галактический ветер,
– активные галактические ядра,
– эволюция межгалактической среды (реионизация, обогащение металлами),
– первичное содержание дейтерия.

В заключение статьи отметим ещё одну заслугу УФ телескопа FUSE в исследовании нашей Галактики. В середине 1950-х годов были обнаружены высокоскоростные водородные облака с массами до 10 млн. масс Солнца и поперечниками порядка 10 тыс. световых лет. Скорость их движения на 400 км превышала скорость орбитального движения компонентов галактического диска вокруг центра Галактики. Для сравнения: орбитальная скорость Солнца равна 200 км/с. Поскольку наблюдения велись наземными телескопами, понять расположение высокоскоростных облаков было трудно. Находясь внутри Галактики, невозможно было точно определить их местоположение. Измерялись две их координаты на небесной сфере, но третья координата (глубина) была неизвестна. Проблема еще сильнее запуталась, когда в начале 70-х годов был открыт Магелланов Поток - струя газа, охватывающая Галактику.

С появлением космических телескопов удалось определить местоположение высокоскоростных облаков и выяснить природу Магелланова Потока. Оказалось, что высокоскоростные облака находятся по обе стороны галактического диска в области галактической короны (рис.1).

Магелланов Поток порождён гравитационным взаимодействием галактики Млечный Путь и двух её спутников _ карликовых галактик Большого и Малого Магеллановых облаков. Около двух миллиардов лет тому назад при максимальном сближении галактик приливными силами сорвало часть газа от внешней области Малого Магелланова Облака. Часть этого газа, замедлившись, растянулась по орбите Магеллановых Облаков, отставая от них, а другая часть ускорилась и оказалась впереди этих галактик. Как выглядят Магеллановы Облака на небе южного полушария Земли показано на рис.2.

Очередное затруднение возникло при определении происхождения высокоскоростных облаков. К моменту запуска УФ телескопа FUSE было четыре гипотезы о природе их происхождения:

1. Газ, оставшийся после формирования Галактики;
2. Круговорот газа в "галактическом фонтане";
3. Обрывки Магеллановых Облаков;
4. Сгустки темного вещества, в которые включено небольшое количество газа.

Для того чтобы сделать выбор между ними, требовались новые данные. После детального анализа были исключены три из четырёх гипотез. Вторая и третья гипотезы были исключены из-за несоответствия их химического состава этим гипотезам. А четвёртая гипотеза была исключена на основании результатов измерений FUSE. Данные FUSE говорили о наличии у высокоскоростных облаков очень горячего компонента. Были обнаружены сильно ионизованные атомы кислорода (потерявшие до 5 из 8 внешних электронов). Такая степень ионизации соответствует температуре около 300 тыс. К. По линиям ионизованного кислорода спутник FUSE нашел высокоскоростное облако, даже вовсе не содержащее нейтрального газа. Высокоионизованный газ излучает в ультрафиолете и потому может быть обнаружен только УФ телескопом.

Итак, было получено следующее заключение: высокоскоростные облака галактики Млечный Путь образуются в галактической короне (гало?) из газа, оставшегося после формирования галактики.

Космический телескоп FUSE , аббревиатуры на английском языке для Far Ultraviolet спектроскопического Проводника ( спектроскопический Проводник ультрафиолетового дальним ) является космическим телескопом из NASA , разработанный и управляемого Университетом Джона Хопкинса ( Балтимор , штат Мэриленд , США ) с небольшой долей от Канадского космического агентства и французский CNES . С 1999 по 2007 год спектрограф FUSE использовался для получения электромагнитных спектров в далеком ультрафиолетовом диапазоне (от 90 до 120 нанометров ). Эти измерения позволили, в частности, оценить соотношение дейтерий / водород , важную характеристику космологической модели , для измерения характеристик и распределения горячих газов Млечного Пути, а также молекулярного водорода, присутствующего в межзвездном пространстве . Спутник , запущенный 24 июня 1999 г. , прекратил работу в 2007 году из-за отказа системы ориентации .

Резюме

Научное обоснование

В электронные переходы из наиболее распространенных атомов и молекул во вселенной ( гелий , водород ) в результате эмиссии фотонов в части электромагнитного спектра , расположенного в ультрафиолетовой области . Именно в этой части спектра обнаруживаются переходы дейтерия, имеющие большое значение в области космологии , большинство переходов молекулярного водорода, которые позволяют проследить начальные фазы звездообразования и планет, а также переходы. переходы ионного кислорода VI для обнаружения горячих газов, выбрасываемых взрывами сверхновых звезд в галактическом гало .

Ультрафиолетовое излучение фильтруется атмосферой, поэтому его можно наблюдать только с помощью приборов, расположенных в космосе. Однако космические телескопы, существовавшие в 1990-х годах, такие как космический телескоп Хаббла , практически нечувствительны к длинам волн менее 1150 Å. С 1972 по 1982 год спутник Коперник исследовал эту спектральную область с ограниченными возможностями, предоставив важные данные о диффузной межзвездной среде. Впоследствии ограниченные наблюдения проводились с помощью инструментов на борту космических зондов " Вояджер" или в рамках американских миссий космических челноков ( инструменты HUT , ORFEUS и IMAPS ). Телескоп FUSE был разработан для охвата этой до сих пор малоизученной области с чувствительностью на 10 000 больше, чем у Коперника.

FUSE является частью программы NASA Origins , целью которой является изучение физических процессов, связанных с рождением и эволюцией звезд , галактик и Вселенной . FUSE ставит перед собой следующие основные задачи:

измерить количество дейтерия, существующего во Вселенной. Этот изотоп из гелия создается во время первичного нуклеосинтеза в момент Большого взрыва и постепенно разрушается звездного нуклеосинтеза . Измерение его распространенности - метод проверки космологической модели .
измерить переход кислорода O VI в Млечном Пути и его гало, чтобы определить распределение и физические характеристики горячих газов в нашей галактике. Конечная цель - лучше понять, как вещество и энергия передаются в галактике.
измерить распределение и характеристики молекулярного водорода, присутствующего в межзвездном пространстве .

Разработка

77- я миссия FUSE по программе Explorer , которая включает в себя научные космические миссии для умеренных затрат космического агентства США , НАСА . В рамках этой программы это миссия класса исследователей среднего класса (MIDEX), стоимость которой теоретически не должна превышать 180 миллионов долларов. NASA по заказу лаборатории развития спутниковой APL из Университета Джона Хопкинса , расположенного в Балтиморе . Он также управляет центром управления спутниками. Университет Беркли делает систему обнаружения и Университет Колорадо спектрографа . Французское космическое агентство CNES предоставляет дифракционные решетки для спектрографа, в то время как Канадское космическое агентство разрабатывает датчик мелких ошибок для телескопа. Франция и Канада получают взамен 5% от общего времени наблюдения (250 орбит наблюдения в течение первого года из общего числа 850 в течение трех лет для Франции, Канада произвела со своей стороны в декабре 2008 г. примерно 17% всего времени наблюдения). научные публикации, связанные с миссией.). Наземная приемная станция будет в Уоррен Моос на острове Пуэрто-Рико . Окончательная стоимость проекта оценивается в 250 миллионов долларов США.

Технические характеристики

FUSE состоит из двух подузлов: платформы, которая объединяет оборудование, позволяющее управлять спутником, и полезная нагрузка, которая должна выполнять задачи, поставленные перед спутником. FUSE имеет общую массу 1360 кг, включая 580 кг платформы и 780 кг полезной нагрузки. Спутник имеет форму параллелепипеда размером 1,2 м х 1,8 м х 5,5 м .

Полезная нагрузка

Инструмент FUSE охватывает весь дальний ультрафиолетовый спектр от 905 до 1195 Å. Он включает в себя оптическую систему, состоящую из четырех параболических зеркал, собирающих свет, спектрограф, использующий дифракционную решетку . В далеком ультрафиолетовом спектральном диапазоне оптические системы отражают очень энергичные фотоны только тогда, когда они достигают скользящего падения . FUSE использует зеркала, покрытые новыми поверхностными покрытиями, которые улучшают отражательную способность зеркал, используемых для сведения ультрафиолетовых фотонов. Четыре основных параболических зеркала используются для получения достаточно большой собирающей поверхности (от 20 до 80 см 2 в зависимости от длины волны). Два покрыты покрытием из карбида кремния, которое обеспечивает коэффициент отражения 32% практически во всем наблюдаемом спектре, в то время как два других получают покрытие, сочетающее алюминий и фторид лития, с удвоенной отражательной способностью, но ограниченной длиной волн более 1030 Å. Фокусное расстояние - 2,245 м .

Эти фотоны , отраженные первичные зеркала затем проходят через один из четырех доступных щелей входа:

1,25 × 20 дюймов ( угловая секунда ), обеспечивающее максимальное разрешение даже при плохом качестве изображения телескопа с пропусканием 65% (HIRS);
4 "× 20" с максимальной эффективной площадью и пропусканием 95% (MDRS);
30 "× 30" для исследования протяженных объектов низкого разрешения (LWRS);
0,5 дюйма для очень ярких объектов с пропусканием 10% (PINH)

Затем световой луч проходит через четыре дифракционных решетки (столько же, сколько и первичные зеркала), которые преобразуют падающий свет в электромагнитный спектр со спектральным разрешением, близким к 30 000. Дифракционные решетки устанавливаются на круг Роуленда ( дюйм ) размером 1 652 мм в диаметре. диаметр и нанесены методом голографии на сферические подложки для коррекции аберраций спектрографа. Покрытия дифракционных решеток аналогичны покрытиям главных зеркал. Свет из четырех каналов достигает двух детекторов. Свет, который не проходит через щели, используется точными датчиками FES ( Fine Error Sensor ) с оптическим полем 20 '× 20', способными обнаруживать звезды видимой величины, равной 16, и которые отвечают за точное наведение телескоп с точностью до 0,5 угловой секунды .

Эксплуатационная жизнь

Спутник выведен на орбиту, 24 июня 1999 г. ракетой Delta II 7320, запущенной с мыса Канаверал . Срок назначения, первоначально установленный на 3 года, продлен. В декабре 2004 г. из-за проблемы с системой управления ориентацией (отказ третьего реактивного колеса ) работа была прервана, и в 2005 г. работа возобновилась , но спутник потерпел ряд новых отказов. В мае 2007 г. перестало работать последнее реактивное колесо, и после неудачных попыток ремонта спутник был выведен из эксплуатации на 18 октября 2007 г. . Он должен вернуться в атмосферу примерно в 2037 году.

Место ультрафиолетовой астрономии

Ультрафиолетовая астрономия выделяется среди других. Прежде всего, это связано с тем, что большая часть наблюдаемого вещества во Вселенной находится в состоянии, которое эффективно диагностируется методами УФ-спектроскопии. Она предоставляет уникальные возможности для изучения межгалактической среды, в частности поиска скрытого барионного вещества, для точного определения химического состава межзвездной среды, для исследования внутренних областей аккреционных дисков. В некоторых направлениях исследований (например, изучение структуры областей массового звездообразования в галактиках, структуры горячих корон и газовых торов вокруг планет) построение УФ-изображений дает важнейшую информацию, которую трудно или даже невозможно получить с помощью других технологий.

Что такое ультрафиолет?

- Нужно ли именно магнитное поле, чтобы получать высокоскоростные истечения?

- Каковы временные шкалы для выбросов массы?

- Как аккрецируемое вещество движется из диска на гравитационный центр (скажем, звезду) в условиях умеренного магнитного поля?

- Какая часть гравитационной энергии, терямой в этом процессе, поступает на поверхность звезды?

- Какая часть энергии уходит на усиление/ослабление магнитного потока?

- Какова роль давления излучения в этих комплексных процессах?

- Каковы основные механизмы, приводящие к дисковым неустойчивостям, и их роль в процессах аккреции/истечения?

Приведем несколько конкретных примеров.

1. УФ-спектроскопия высокого разрешения позволит изучить структуру аккреционных потоков и измерить физические условия и клочковатость истечений, исследовать источник энергии, определяющий существование протяженных плотных (>= 1010 г/см3) и горячих (более 6 х 104 К) оболочек со светимостью до 0,2 L, обнаруженных вокруг звезд типа τ Тельца.

2. УФ-спектроскопия низкого разрешения позволит узнать общие физические условия и металличность в областях с широкими эмиссионными линиями активных ядер галактик, а картирование - выявить кинематику и определить массу сверхмассивных черных дыр.

3. Высокочувствительная УФ-камера позволит обнаружить горячие джеты по их Lуα-излучению, а также выявить тепловую структуру джетов и областей вокруг них. Весьма интересно с помощью такой камеры провести поиск свободно движущихся тел планетарной массы, исследовать магнитную активность и процессы аккреции для этих объектов.

Методы ультрафиолетовой астрономии представляют эффективные, а часто уникальные средства исследований практически во всех направлениях астрофизики. Этот гигантский потенциал далеко не исчерпан, несмотря на огромные достижения в этом направлении, обусловленные многочисленными проектами (и очень большими затратами), реализованными за последние три десятилетия. Можно сказать, что Вселенная в ультрафиолетовом диапазоне изучена пока еще очень слабо, и остается много весьма важных и интересных вопросов для будущих исследователей.

1. Ультрафиолетовая и другие астрономии

•Фундаментальные основы и методы астрономии;

•Солнечная система и планетология;

•Звездные системы от звездных скоплений до Вселенной.

Последние два раздела – предмет именно астрофизики и, отчасти, космологии. Астрофизические методы (и теоретические и наблюдательные), естественно, включены в первый раздел.

В этом плане ультрафиолетовая астрономия выделяется в ряду других. Это прежде всего связано с тем фактом, что большая часть наблюдаемого вещества во Вселенной находится в состоянии, которое наиболее эффективно диагностируется методами ультрафиолетовой (УФ) спектроскопии. Это стало мощным стимулом к развитию методов УФ-астрономии. Далее мы обсудим уникальные возможности, которые предоставляет УФ-астрономия для изучения Вселенной.

2. Что такое УФ?

Ультрафиолетовый участок спектра довольно широк, длины волн лежат в интервале 10-400 нм. Свойства излучения в этом диапазоне и условия его наблюдения сильно зависят от длины волны. В обычной практике (например, в медицине) используется следующая классификация УФ: А — длины волн 400-315 нм, В — 315-280 нм и С — еще более коротковолновое излучение. В физике УФ условно делится на атмосферный или ближний (200-400 нм) и дальний или вакуумный (10-200 нм). Последнее название обусловлено тем, что излучение этих длин волн сильно поглощается воздухом и его исследование производят с помощью вакуумных спектральных приборов. В астрофизике иногда в участке ближнего УФ (БУФ — 200-400 нм) выделяют подучастки:

•Средний УФ (СУФ — 200-320 нм);

•Ближний УФ (320-400) нм. Это участок перекрытия с видимым диапазоном.

•Крайний или экстремальный УФ (КУФ — 10-91.2 нм), у которого нижняя граница по длине волны является одновременно верхней границей рентгеновского диапазона, а верхняя соответствует потенциалу ионизации атомарного водорода, т.н. Лаймановскому пределу;

•Рентгеновский УФ (10-30 нм) — используется редко;

•Лаймановский УФ (ЛУФ — 91.2-121.6 нм), у которого верхняя граница соответствует потенциалу возбуждения линии Lyα водорода;

•Дальний УФ (ДУФ — 91.2-200 нм).

более холодные звезды (Т 2). Примерами таких источников являются Лайман-альфа источники поглощения (Lyα-absorbers), галактики с Лайман-альфа обрезанием (Lyman-break galaxies — LВG), активные галактические ядра и т.д. С другой стороны, изучение многих объектов и процессов (см. выше), протекающих с эмиссией (или поглощением) УФ-излучения в ближней Вселенной (z 9).

Таким образом, можно сказать, что методы УФ-астрономии (иногда только они!) позволяют исследовать беспрецедентно широкий список астрофизических объектов и процессов. Этот список безусловно включает:

•массобмен и аккреция в двойных системах,

•химический состав звезд и химическая эволюция галактик,

•образование массивных звезд,

•поздние стадии звездной эволюции (звезды горизонтальной ветви, белые карлики и др.),

•межзвездное пылевое вещество,

•возрасты и химические особенности звездных населений,

•тепло-горячий компонент межзвездной среды,

•история звездообразования в галактиках,

•галактические фонтаны, галактический ветер,

•активные галактические ядра,

•эволюция межгалактической среды (реионизация, обогащение металлами),

•первичное содержание дейтерия (индикатор истории нуклеосинтеза во Вселенной).

В разделе 5 этой лекции кратко обсуждаются некоторые из этих проблем, точнее те, что вошли в основную программу проекта ВКО-УФ.

4. О методах наблюдений в УФ

Когда говорят о методах исследований УФ-источников, прежде всего имеют в виду спектральные наблюдения и во вторую очередь построение УФ-изображений. В настоящее время УФ-спектроскопия – мощный развитый и перспективный инструмент исследования. Достаточно сказать, что на создание только одного прибора — УФ-спектрографа CОS (Cosmic Оrigin Spectrograph), который планируется установить на телескопе HST, в США потрачено около 150 миллионов долларов.

В современной отечественной литературе практически нет даже кратких обзоров по развитию методов ультрафиолетовой спектроскопии.

В работе [3] довольно полно отражено состояние вопроса, но на уровне более чем 20-летней давности. По-видимому, наиболее полный современный обзор основных направлений и этапов развития методов УФ-спектроскопии представлен в работе [4]. Поскольку интерес авторов ограничивается астрофизическими применениями УФ-спектроскопии, то именно эти применения были описаны подробнее.

4.1. Как наблюдали и наблюдают в УФ

Характерный интервал высот работы спектрографов, установленных на ракетах, составлял 100-200 км, время работы — десятки секунд. Этого было недостаточно для проведения действительно глубоких астрофизических экспериментов, поэтому были использованы методы стратостатных наблюдений. Стратостатные эксперименты, хотя и позволяли выполнять наблюдения с большими временами накопления, а также проводить повторные наблюдения, были ограничены непрозрачностью верхних слоев атмосферы, вследствие чего наблюдения в вакуумном ультрафиолете были невозможны. В ракетных и стратостатных экспериментах были отработаны важные для дальнейшего продвижения технические и методические аспекты УФ спектроскопии, но основное развитие этот метод получил только с осуществлением орбитальных экспериментов.

Первые орбитальные эксперименты также характеризовались низким спектральным разрешением, но за счет большего времени экспозиции были доступны уже гораздо более слабые объекты. Так, два сканирующих спектрометра с эффективной апертурой 16х16см, установленные на американском спутнике ОАО-2, обеспечивали наблюдения звезд до 7-й величины с R = 100 − 200 в диапазоне 100-400 нм ([16]). Точность сопровождения объекта была весьма высокой и составляла 1 угл. сек.

Особое место занимает первый обзор неба в диапазоне 135-255 нм, выполненный на 27 см телескопе, установленном на американском спутнике TD-1A ([13]). Предельная звездная величина, достижимая при однократном сканировании, составляла 9 для звезд спектрального класса В при R = 1400. Каталог объектов, наблюденных на этом спутнике, почти сразу был доступен мировому астрономическому сообществу.

Таблица 1. Список кратковременных УФ-экспериментов.

В 90-х во время пилотируемых полетов кораблей-челноков было выполнено несколько УФ-экспериментов. В течение миссий ASTRО (1990 и 1995) на орбиту выводился 90см американский телескоп HUT, имевший параболическое главное зеркало, покрытое карбидом кремния для достижения лучшего коэффициента отражения на коротких длинах волн. Телескоп был оснащен роуландовским спектрометром, R ~ 400 в основном для работы в диапазоне 82-185 нм. В миссии ASTRО-1 также проводились наблюдения в участке 42-92 нм ([17]).

Детектором служиламикроканальная пластина (МКП), сопряженная с линейкой фотодиодов. Этот инструмент позволил получать спектры довольно слабых источников (до V=16).

Еще более крупный (1 м) телескоп ОRPHEUS с УФ-спектрографом, сделанный в Германии, дважды, в 1993 и 1996 гг. провел 10 дневные сеансы наблюдений с борта платформы ASTRО-SPAS, выводившейся в космос челноком ([11]). Принципы построения УФ спектрометра, и, особенно, приемной части, отработанные в этой миссии, оказались столь удачными, что легли в основу спектрографа, разрабатываемого для обсерватории ВКО-УФ (см. ниже).

Кратковременные УФ-эксперименты принесли много совершенно нового, но все-таки современный уровень УФ-астрономии определяется долговременными обсерваториями.

Характеристики кратковременных экспериментов и долговременных обсерваторий приведены в таблицах 1 и 2 (основа таблиц взята из работы [2]). Все обозначения в таблице 1 вполне понятны. Пояснений требует только режим. Здесь s — обозначает, что использован спектроскопический инструмент, i — УФ-камера, p — поляриметр.

Таблица 2. Долговременные обсерватории с инструментами УФ-диапазона.

Втаблице 2 обозначения те же, что и в табл. 1. Дополнительно введена информация о режиме наведения. Для указания на сканирующий режим используется индекс s, а режима наведения на конкретные объекты — p.

2. УФ-спектроскопия низкого разрешения позволит определить общие физические условия и металличность в областях с широкими эмиссионными линиями АЯГ. Реверберационное картирование позволит изучить кинематику и определить массы свермассивных черных дыр;

3. Высокочувствительная УФ-камера позволит обнаружить горячие джеты по их Lyα излучению, а также определить тепловую структуру джетов и областей вокруг них;

4. Весьма интересно с помощью такой камеры провести поиск свободно движущихся тел планетарной массы, подобных тем, что обнаружены в области σ Оri ([24]), исследовать магнитную активность и процессы аккреции для этих объектов.

5.3. Шаровые скопления — ключ к пониманию процесса образованияГалактики?

5.4. Протопланетные диски и атмосферы вокруг экзопланет

УФ-спектроскопия весьма перспективна для исследования атмосфер экзопланет. Именно применение УФ-спектроскопии высокого разрешения впервые привело к открытию атмосферы экзопланеты HD 209458b (см. в [5]) Наблюдения экзопланет и детальное изучение их атмосфер поможет понять процессы формирования планет и их атмосфер и дальнейшую эволюцию этих систем. Камеры ВКО-УФ позволят проводить поиск и при обнаружении изучать авроральноую эмиссию экзопланет-гигантов. Это, кстати, прямой метод обнаружения таких планет. С другой стороны наличие авроральных свечений — четко указывает на наличие магнитного поля планеты. Это не только прямой, но и единственный способ обнаружения магнитного поля у этих объектов. Авроральное УФ-свечение также несет сведения о свойствах этих самых внешних областей атмосфер, в частности, о составе атмосферы и энергиях бомбардирующих атмосферу частиц. В целом УФ-диапазон дает существенные преимущества при сравнению с видимым. Более высокий контраст и лучшее угловое разрешение в УФ позволяют обнаруживать планеты на меньших угловых расстояниях от звезды.

В следующей декаде будет реализовано несколько наземных и космических программ обнаружения экзопланет, что приведет к открытию огромного числа этих объектов. В частности, космические миссии, включая Corot, Кepler и GAIA приведут к открытию большого числа экзопланет методом прохождения. Наблюдения линии поглощения в видимом и УФ-участках спектра (например линии озона!) во время прохождения планеты по диску родительской звезды — мощный метод диагностики атмосфер.

Можно ожидать, что будут получены ответы на такие вопросы:

•каково влияние температуры, металличности и других свойств центральной звезды на эволюцию ее планетной системы?

•как орбитальные параметры планеты влияют на ее размеры, массу и потенциальные возможности миграции во время формирования планетной системы? (см, например,[21]).

Читайте также: