Главная » Статьи » Наука » Исследования

Экзопланеты: планеты иных звезд

Вот бы удивился австрийский физик Кристиан Доплер (1803–1853), если бы узнал, что, благодаря физическому эффекту, описанному им в 1842 году и позже названному его именем, в начале XX века будет сделано самое неожиданное астрономическое открытие, а в конце XX века состоится самое долгожданное открытие в истории астрономии. Вы уже догадались, что неожиданным открытием стало обнаружение расширения Вселенной, измеренное по красному смещению линий в спектрах далеких галактик. А самым долгожданным оказалось открытие отнюдь не вселенского масштаба: в 1995 году астрономы доказали, что планеты обращаются не только вокруг Солнца, но и вокруг иных звезд, за пределами Солнечной системы.

Многие авторитеты древности были уверены, что сделать такое открытие в принципе невозможно. Например, великий Аристотель считал, что Земля уникальна и других таких нет. Но некоторые мыслители высказывали надежду о существовании «внесолнечных» планет — вспомним Джордано Бруно! Однако и те, кто верили во «множественность миров», понимали, что обнаружить планеты в окрестности ближайших звезд технически чрезвычайно сложно, если вообще возможно. До изобретения телескопа такая задача даже не ставилась, а возможность существования иных планетных систем обсуждалась лишь умозрительно. Но даже полвека назад астрономы, вооруженные уже весьма совершенными телескопами, рассматривали поиск экзопланет — планет у иных звезд — как неактуальное занятие, как задачу для далеких потомков.



Количество экзопланет, обнаруженных в указанном году (данные на 14 марта 2012 года из «Каталога экзопланет»)

Действительно, с технической точки зрения ситуация выглядела безнадежной. Так, в начале 1960-х годов астрономы и физики обсуждали возможность обнаружения трех типов гипотетических объектов — черных дыр, нейтронных звезд и экзопланет. Правда из этих трех терминов два еще не были даже придуманы — это черные дыры и экзопланеты, но в существование самих объектов такого рода верили многие. Что касается черных дыр, то возможность их обнаружения вообще казалась за гранью разумного — ведь они, по определению, невидимы. В 1967 году случайно удалось обнаружить быстровращающиеся нейтронные звезды с мощным магнитным полем — радиопульсары. Но это был неожиданный «подарок» со стороны радиоастрономии, на который в начале 1960-х никто не рассчитывал. Через несколько лет были открыты аккрецирующие рентгеновские пульсары — нейтронные звезды, захватывающие вещество у нормальной звезды-соседки. А спустя всего лишь 30 лет после признания задачи «безнадежной» практически одновременно (1995–96 гг.) были открыты одиночные остывающие нейтронные звезды и планеты у иных звезд! В некотором смысле прогноз оказался верным: открытия и тех и других объектов оказались одинаково трудными, но состоялись они намного раньше, чем ожидали.

Многообразие планет

Любопытно, что тогда же, в 1996 году, был открыт еще один тип гипотетических объектов, занимающий промежуточное положение между звездами и планетами, — коричневые карлики, которые отличаются от планет-гигантов типа Юпитера лишь тем, что на раннем этапе эволюции в их недрах протекает термоядерная реакция с участием редкого тяжелого изотопа водорода — дейтерия, не дающая, однако, существенного вклада в светимость карлика. И в те же годы были открыты многочисленные малые планеты на периферии Солнечной системы — в поясе Койпера. К 1995 году стало ясно, что эта область населена множеством тел с характерным размером в сотни и тысячи километров, причем некоторые из них больше Плутона и имеют собственные спутники. По своим массам объекты пояса Койпера заполнили промежуток между планетами и астероидами, а коричневые карлики заполнили промежуток между планетами и звездами. В связи с этим потребовалось точно определить термин «планета».



Эволюция светимости маломассивных звезд, коричневых карликов и планет после этапа их гравитационного сжатия и разогрева

Верхняя граница планетных масс, отделяющая их от коричневых карликов и в целом от звезд, была определена на основе их внутреннего источника энергии. Считается общепринятым, что планета — это объект, в котором за всю его историю не происходят реакции ядерного синтеза. Как показывают расчеты, проделанные для тел нормального (т. е. солнечного) химического состава, при формировании космических объектов с массой более 13 масс Юпитера (МЮ) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия. При меньших массах объектов ядерные реакции в их недрах не происходят. Поэтому массу в 13 МЮ считают максимальной массой планеты. Объекты с массами от 13 до 70 МЮ называют коричневыми карликами. А еще более массивные — звездами, в них происходит термоядерное горение распространенного легкого изотопа водорода. (Для справки: 1 МЮ = 318 масс Земли (МЗ ) = 0,001 массы Солнца (МС) =2·10^27 кг.)

По своим внешним проявлениям коричневые карлики ближе к планетам, чем к звездам. В процессе формирования, в результате гравитационного сжатия, все эти тела сначала разогреваются, и их светимость быстро возрастает. Затем, после достижения гидростатического равновесия и остановки сжатия, их поверхность начинает охлаждаться, и светимость снижается. У звезд охлаждение надолго прекращается после начала термоядерных реакций и их выхода на стационарный режим. У коричневых карликов охлаждение лишь немного замедляется в период горения дейтерия. А у планет поверхность охлаждается монотонно. В результате как планеты, так и коричневые карлики практически остывают за сотни миллионов лет, а маломассивные звезды остаются горячими в тысячи раз дольше. Тем не менее, по формальному признаку — наличию или отсутствию термоядерных реакций — планеты и коричневые карлики отделены друг от друга.



Эволюция светимости двух протозвезд, имеющих массы чуть больше и чуть меньше нижнего предела (0,07 МС), необходимого для протекания термоядерной реакции с участием легкого изотопа водорода

Нижняя граница планетных масс, отделяющая их от астероидов, также имеет физическое обоснование. Минимальной массой планеты считается та, при которой в недрах планеты давление силы тяжести еще превосходит прочность ее материала. Таким образом, в самом общем виде «планета» определяется как небесное тело, достаточно массивное для того, чтобы собственная гравитация придавала ему сфероидальную форму, но не достаточно массивное для того, чтобы в его недрах протекали термоядерные реакции. Этот диапазон масс простирается приблизительно от 1% массы Луны до 13 масс Юпитера, т. е. от 7·10^20 кг до 2·10^28 кг.

Однако само понятие «планета» астрономы разделили на несколько подтипов в связи с характером орбитального движения. Во-первых, если тело планетной массы обращается вокруг более крупного подобного тела, то его называют спутником (пример — наша Луна). Собственно планета (иногда говорят «классическая планета») определяется как объект Солнечной системы, достаточно массивный, чтобы под действием собственной гравитации принять гидростатически равновесную (сфероидальную) форму, и при этом не имеющий рядом со своей орбитой тел сравнимой с ним массы. Этим условиям удовлетворяют только Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Наконец, введен новый класс объектов Солнечной системы — «планеты-карлики», или «карликовые планеты». Эти тела должны удовлетворять следующим условиям: обращаться вокруг Солнца; не являться спутником планеты; обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества и тело планеты имело сфероидальную форму; обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты от прочих тел. Прототипом планет-карликов стал Плутон (диаметр 2310 км), а всего их пока пять: помимо Плутона это Эрида (2330 км), Хаумея (1200 км), Макемаке (1400 км) и Церера (975 × 909 км), ранее считавшаяся крупнейшим астероидом.

Таким образом, в Солнечной системе имеются: 1) классические планеты; 2) карликовые планеты; 3) спутники с массой планет (их около дюжины), которые можно называть «планетами-спутниками». Объект с массой планеты, находящийся за пределом Солнечной системы, называют «экзопланетой» либо «внесолнечной планетой». Пока эти термины равноправны и по частоте употребления, и по смыслу (напомним, что греческая приставка экзо- означает «вне», «снаружи»). Сейчас оба эти термина почти без исключения относятся к планетам, гравитационно связанным с какой-либо звездой за исключением Солнца. Однако уже найдены и, возможно, существуют в немалом количестве самостоятельные планеты, обитающие в межзвездном пространстве. По отношению к ним обычно используется термин «свободно плавающие планеты».

На 14 марта 2012 года подтверждено открытие 760 экзопланет в 609 планетных системах. При этом сто систем содержат не менее двух планет, а две — не менее шести. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды ε Эридана, на расстоянии 10 световых лет от Солнца. Подавляющее большинство экзопланет обнаружено с использованием различных косвенных методов детектирования, но некоторые уже наблюдались непосредственно. Большинство замеченных экзопланет — это газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна, обращающиеся недалеко от звезды. Очевидно, это объясняется ограниченными возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать все менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.
Методы поиска экзопланет

Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим лишь те (табл. 1), которые уже доказали свою состоятельность, и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.



Таблица 1. Методы поиска экзопланет

Прямое наблюдение экзопланет. Планеты — холодные тела, сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, для нас она трудноразличима из-за гораздо более яркого блеска самой звезды.

Попробуем посмотреть на нашу Солнечную систему со стороны, например от ближайшей к нам звезды α Кентавра. Расстояние до нее 4,34 световых года, или 275 тысяч астрономических единиц (напомним: 1 астрономическая единица = 1 а.е. = 150 млн км — это расстояние от Земли до Солнца). Для тамошнего наблюдателя Солнце будет сиять так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск наших планет окажется очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации в его сторону дневного полушария планеты. В таблице 2 приведены самые «выгодные» значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Понятно, что одновременно они реализоваться не могут: при максимальном угловом расстоянии планеты от Солнца ее яркость будет примерно вдвое меньше максимальной. Как видим, лидером по обнаружимости является Юпитер, а за ним идут Венера, Сатурн и Земля. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы без особого труда могли бы заметить такие тусклые объекты, если бы на небе рядом с ними не было чрезвычайно яркой звезды. Но для далекого наблюдателя угловое расстояние планет от Солнца очень мало, что делает задачу их обнаружения чрезвычайно сложной.



Таблица 2. Солнечная система при наблюдении с расстояния α Кентавра

Тем не менее, астрономы сейчас создают приборы, которые решат эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть экраном, чтобы ее свет не мешал искать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют звездным коронографом. Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции ее световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами, — так называемым звездным интерферометром. Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть-чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и одновременно — усиления света планеты. Оба описанных прибора — коронограф и интерферометр — очень чувствительны к влиянию земной атмосферы, поэтому для успешной работы, видимо, придется доставить их на околоземную орбиту.

Измерение яркости звезды. Косвенный метод обнаружения экзопланет — метод прохождений — основан на наблюдении яркости звезды, на фоне диска которой перемещается планета. Только для наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты экзопланеты, она время от времени должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа Солнца, а экзопланета типа Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1%. Это можно заметить с помощью наземного телескопа. Но экзопланета земного размера закроет только 0,01% поверхности звезды, а столь малое снижение яркости трудно измерить сквозь неспокойную земную атмосферу; для этого нужен космический телескоп.

Вторая проблема этого метода состоит в том, что доля экзопланет, плоскость орбиты которых точно ориентирована на Землю, весьма невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями — годы. Тем не менее, прохождения экзопланет перед звездами уже многократно наблюдались.

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Такое тело можно обнаружить по эффекту гравитационной линзы, возникающему в тот момент, когда невидимая планета проходит на фоне далекой звезды. Своим гравитационным полем планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле; подобно обычной линзе, она концентрирует свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это очень трудоемкий метод поиска экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

По указанным причинам основная роль в поиске экзопланет, подобных Земле, отводится космическим инструментам. С 2007 года ведет наблюдения европейский спутник COROT, телескоп которого диаметром 27 см оснащен чувствительным фотометром. Поиск планет осуществляется методом прохождений. Обнаружено уже несколько планет-гигантов и даже одна планета, размер которой лишь немногим больше, чем у Земли. В 2009 году на гелиоцентрическую орбиту выведен спутник «Кеплер» (NASA) с телескопом диаметром 95 см, способный непрерывно измерять блеск более 100 тысяч звезд. С помощью этого телескопа обнаружены уже сотни экзопланет.



Космический телескоп «Кеплер» непрерывно следит за сотнями тысяч звезд, ожидая, когда перед некоторыми из них проплывут неведомые планеты

Измерение положения звезды. Весьма перспективными считаются методы, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты. В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер: в первом приближении нашу планетную систему вообще можно рассматривать как двойную систему из Солнца и Юпитера, разделенных расстоянием 5,2 а.е. и обращающихся с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 раз массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е., который лишь немногим больше радиуса самого Солнца. Со звезды α Кентавра радиус этой окружности виден под углом 0,004''. (Это очень маленький угол: под таким углом нам видится толщина карандаша с расстояния почти 360 км.)

Но астрономы умеют измерять столь малые углы, и поэтому уже несколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет. В самое последнее время это удалось сделать с поверхности Земли, но перспективы астрометрического поиска экзопланет, безусловно, связаны с запуском специализированных спутников, способных измерять положения звезд с точностью до миллисекунд дуги.



Взаимное движение звезды и планеты. Центр масс системы «звезда—планета» движется прямолинейно (пунктир). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс по подобным орбитам в противофазе (вверху). Наблюдая звезду, можно заметить ее «покачивания», указывающие на присутствие планеты

Измерение скорости звезды. Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер–Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет 13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скоростью с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (это прямая, соединяющая наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos β, где β — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (M) метод Доплера дает лишь нижнюю границу ее массы (M cos β).

Обычно угол β неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол β близок к нулю. В таблице 3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет при наблюдении от соседних звезд. Плутон и Эрида здесь присутствуют как представители планет-карликов.



Таблица 3. Астрономические (угловые) колебания положения Солнца и доплеровские колебания его скорости под влиянием планет


Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью, в лучшем случае, несколько метров в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды со скоростью пешехода? До конца 1980-х годов ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Эта техника сделала возможным открытие первых экзопланет с массами больше, чем у Юпитера.

Продвижение в сторону планет с массами меньше, чем у Юпитера, требует повышения точности измерения скорости звезды в 10–100 раз. Успехи в этом направлении вполне ощутимы. Сейчас один из наиболее точных звездных спектрометров работает на 3,6-метровом телескопе Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили). Спектр звезды сравнивается в нем со спектром торий-аргоновой лампы. Чтобы исключить влияние флуктуаций температуры и давления воздуха, весь прибор помещен в вакуумный контейнер, а свет звезды и лампы сравнения подается к нему от телескопа через стекловолоконный кабель. Точность измерения скорости звезд при этом составляет 1 м/с. Мог ли представить себе это Кристиан Доплер?!

Открытия экзопланет



Астрометрический поиск. Исторически первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 году американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что тусклая красная звезда в созвездии Змееносец быстро перемещается по небу относительно других звезд — на 10'' в год. Позже астрономы назвали ее «Летящей звездой Барнарда». Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда — весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. Действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы α Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, значит, влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938 года, изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995). Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02'', а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты равен 4,4 а.е. В начале 1960-х годов это сообщение облетело весь мир и получило широкий резонанс. Ведь это было первое десятилетие практической космонавтики и поиска внеземных цивилизаций, поэтому энтузиазм людей в отношении новых открытий в космосе был чрезвычайно велик.

К исследованию звезды Барнарда подключились и другие астрономы. К 1973 году они выяснили, что эта звезда движется ровно, без колебаний, а значит, массивных планет в качестве спутников не имеет. Таким образом, первая попытка найти экзопланету окончилась неудачей. А первое надежное астрометрическое обнаружение экзопланеты состоялось лишь в 2009 году. После 12 лет наблюдений с помощью 5-метрового Паломарского телескопа за тридцатью звездами американские астрономы Стивен Правдо и Стюарт Шаклан обнаружили планету у крохотной переменной звезды «ван Бисбрук 10» в двойной системе Глизе 752. Эта звезда — одна из самых маленьких в Галактике: это красный карлик спектрального класса М8, уступающий Солнцу в 12 раз по массе и в 10 раз по диаметру. А светимость этой звезды столь мала, что если заменить ею наше Солнце, то днем Земля была бы освещена как сейчас лунной ночью. Именно благодаря малой массе звезды обнаруженная планета смогла «раскачать» ее до заметной амплитуды: с периодом около 272 суток положение звезды на небе изменяется на 0,006'' (тот факт, что это удалось измерить, — настоящий триумф наземной астрометрии). Сама планета-гигант обращается по орбите с большой полуосью 0,36 а.е. (как у Меркурия) и имеет массу 6,4 МЮ , т. е. она легче своей звезды всего в 14 раз, а по размеру даже не уступает ей.

Успех доплеровского метода. Первую экзопланету обнаружили в 1995 году астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор и Дидье Келоз, построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси создали подобный прибор раньше и еще в 1987 году приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд, но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 году Майор и Келоз приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к нам и по своим характеристикам похожих на Солнце. Довольно быстро они обнаружили «покачивания» звезды 51 в созвездии Пегас, удаленной от Солнца на 49 световых лет. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 МЮ.



В спектре звезды, обращающейся вокруг общего центра масс с невидимой планетой, доплеровское смещение спектральных линий периодически меняется с красного на голубое

Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем рядом со звездой, как две капли воды похожей на Солнце, мчится планета-гигант, обегая ее всего за четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца. Не сразу поверили астрономы в это открытие. Ведь обнаруженная планета-гигант из-за ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000 К. «Горячий юпитер»? Такого сочетания никто не ожидал. Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие этой планеты. Для нее даже было предложено имя — Эпикур, но оно пока не получило признания. Затем обнаружились и другие системы, в которых планета-гигант обращается очень близко к своей звезде.

«Затмения» звезд планетами. Метод прохождений также доказал свою эффективность. Сейчас фотометрические наблюдения за звездами ведутся как с борта космических обсерваторий, так и с Земли. Все современные фотометрические инструменты имеют широкое поле зрения. Измеряя одновременно блеск миллионов звезд, астрономы существенно увеличивают свой шанс обнаружить прохождение планеты по диску звезды. При этом, как правило, обнаруживаются планеты, часто демонстрирующие «затмение» звезды, т. е. имеющие короткий орбитальный период, а значит — компактную орбиту.

Термин «горячий юпитер» стал настолько привычным, что никого уже особенно не удивило открытие в 2009 году планеты (WASP-18b), имеющей массу 10 МЮ и обращающейся по почти круговой орбите на расстоянии 0,02 а. е. от своей звезды. Орбитальный период этой планеты составляет всего 23 часа! Учитывая, что звезда обладает большей светимостью, чем Солнце, температура поверхности планеты должна достигать 3800 К — это уже не просто горячий, а «раскаленный юпитер». Из-за близости к звезде и из-за своей большой массы планета вызывает сильные приливные возмущения на поверхности звезды, которые, в свою очередь, тормозят планету и в будущем приведут к ее падению на звезду.

Фотографии экзопланет



Несмотря на огромные трудности, астрономам все же удалось сфотографировать экзопланеты имеющимися средствами! Правда, средства эти были лучшими из лучших: космический телескоп «Хаббл» и крупнейшие наземные телескопы. Среди технических ухищрений — заслонка, отсекающая свет звезды, и светофильтры, пропускающие в основном инфракрасное излучение планеты в диапазоне длин волн 2–4 мкм, что соответствует температуре примерно 1000 K (в этом диапазоне планета выглядит более контрастно по отношению к звезде).



Планета 2M1207b (слева) — первое в истории изображение экзопланеты. Она имеет массу от 3 до 10 МЮ и обращается вокруг коричневого карлика массой 25 МЮ. Угловое расстояние между ними составляет 0,781, что на расстоянии до этой системы в 173 световых года соответствует линейному расстоянию 41 а.е. (примерно как от Солнца до Плутона). Снимок получен в ближнем ИК-диапазоне на 8,2-метровом телескопе Европейской южной обсерватории (Чили) в 2004 году

С начала 2004 года по март 2012 года получено 31 изображение экзопланет в 27 планетных системах. Например, в протопланетном диске, окружающем молодую звезду β Живописца, сфотографирована планета, весьма похожая на Юпитер, только массивнее. Ситуация там напоминает молодую Солнечную систему, в которой новорожденный Юпитер активно влиял на формирование в околосолнечном диске остальных планет. Наблюдать этот процесс «вживую» давно мечтали астрономы.



Первое изображение планеты (вверху слева) вблизи нормальной звезды солнечного типа. Эта звезда удалена от нас на 490 световых лет, имеет массу 0,85 Мс и температуру поверхности 4060 K. А планета в 8 раз массивнее Юпитера, и температура ее поверхности 1800 K (поэтому она светится сама). Возраст звезды и планеты, вероятно, около 5 миллионов лет. Расстояние между ними в проекции около 330 а. е. Фото получено в 2008 году в ближнем ИК-диапазоне телескопом Джемини-Север (обсерватория Мауна-Кеа, Гавайские острова)

В конце 2008 года с помощью телескопа «Хаббл» удалось сфотографировать планету в пылевом диске, окружающем яркую звезду Фомальгаут (α Южной Рыбы). Хотя эта звезда светит почти в 20 раз мощнее Солнца, она не могла бы настолько сильно осветить свою планету, чтобы сделать ее заметной с Земли. Ведь обнаруженная планета удалена от Фомальгаута в 115 раз дальше, чем Земля от Солнца. Поэтому астрономы предполагают, что планета окружена гигантским отражающим свет кольцом, намного большим кольца Сатурна. В нем, по-видимому, формируются спутники этой планеты, как в эпоху юности Солнечной системы формировались спутники планет-гигантов.

Не менее любопытна и фотография сразу трех планет у звезды HR 8799 в созвездии Пегас, полученная с помощью наземных телескопов «Кек» и «Джемини». Эта система удалена от нас примерно на 130 световых лет. Каждая из ее планет почти на порядок массивнее Юпитера, но движутся они примерно на тех же расстояниях от своей звезды, что и наши планеты-гиганты. В проекции на небо эти расстояния составляют 24, 38 и 68 а.е. Весьма вероятно, что на месте Венеры, Земли и Марса в той системе обнаружатся землеподобные планеты. Но пока это за пределами технических возможностей.



Планетная система звезды HR 8799. Изображение в условных цветах получено в ближнем ИК-диапазоне с использованием тонкой техники цифровой обработки данных. Разноцветное пятно в центре — это шум, оставшийся от изображения звезды после операции его «глушения». Изображения планет отмечены буквами b, c, d

Получение прямых снимков экзопланет — важнейший этап в их изучении. Во-первых, этим окончательно подтверждается их существование. Во-вторых, открыт путь к изучению свойств этих планет: их размеров, температуры, плотности, характеристик поверхности. И самое волнующее — не за горами расшифровка спектров этих планет, а значит, выяснение газового состава их атмосферы. О такой возможности давно мечтают экзобиологи.

Впереди — самое интересное!



Обнаружение первых внесолнечных планетных систем стало одним из крупнейших научных достижений ХХ века. Решена важнейшая проблема: теперь мы точно знаем, что Солнечная система не уникальна, что формирование планет рядом со звездами — это закономерный этап эволюции. Несколько столетий астрономы бьются над загадкой происхождения Солнечной системы. Главная проблема заключается в том, что нашу планетную систему до сих пор не с чем было сравнивать. Теперь ситуация изменилась: в последнее время астрономы открывают в среднем по 2–3 планетные системы в неделю. В первую очередь, что естественно, в них заметны планеты-гиганты, но уже обнаруживаются и планеты земного типа. Становится возможной классификация и сравнительное изучение планетных систем. Это значительно облегчит отбор жизнеспособных гипотез и построение правильной теории формирования и ранней эволюции планетных систем, в том числе — нашей Солнечной системы.



В мощном пылевом диске (красный) вокруг звезды Фомальгаут (желтая точка в центре указывает ее положение) космический телескоп «Хаббл» дважды сфотографировал планету (в белом квадрате) — в 2004 и в 2006 году. Сама звезда закрыта темным экраном. Тонкие радиальные лучи — технический эффект. Желтый эллипс, показанный для масштаба, имеет размер орбиты Нептуна. За два года экзопланета сместилась незначительно, поскольку период ее обращения по орбите составляет около 900 лет

В то же время стало ясно, что наша планетная система нетипична: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни» (область умеренных температур вокруг Солнца), позволяют длительное время существовать внутри этой зоны планетам земного типа, одна из которых — Земля — даже имеет биосферу. Среди обнаруженных экзопланетных систем большинство не обладает этим качеством. Мы понимаем, конечно, что массовое обнаружение «горячих юпитеров» — временное явление, связанное с ограниченными возможностями нашей техники. Но сам факт существования таких систем поражает: очевидно, что газовый гигант не может сформироваться рядом со звездой, но тогда как же он туда попал?

В поисках ответа на этот вопрос теоретики моделируют формирование планет в околозвездных газово-пылевых дисках и узнают при этом много нового. Оказывается, планета в период своего роста может путешествовать (мигрировать) по диску, приближаясь к звезде или удаляясь от нее, в зависимости от структуры диска, массы планеты и ее взаимодействия с другими планетами. Эти теоретические исследования чрезвычайно интересны, поскольку результаты моделирования можно сразу же проверять на новом наблюдательном материале. Расчет эволюции протопланетного диска занимает на хорошем компьютере около недели, а за это время наблюдатели успевают открыть пару новых планетных систем.

Без преувеличения можно сказать, что открытие внесолнечных планет — это великое событие в истории науки. Сделанное на исходе ХХ века, оно в перспективе станет одним из важнейших событий прошедшего века, наравне с овладением ядерной энергией, выходом в космос и открытием механизмов наследственности. Уже сейчас ясно, что недавно начавшийся XXI век станет временем расцвета планетологии — ветви астрономии, изучающей природу и эволюцию планет. Несколько столетий лаборатория планетологов ограничивалась дюжиной объектов Солнечной системы, и вдруг, всего за несколько лет, число доступных объектов увеличилось в сотни раз, а диапазон условий, в которых они существуют, оказался обескураживающе широким. Современного планетолога можно уподобить биологу, который многие годы изучал лишь флору и фауну пустыни и вдруг попал в тропический лес. Сейчас планетологи находятся в состоянии легкого шока, но скоро они оправятся и сориентируются в гигантском многообразии новооткрытых планет.

Вторая наука, а точнее протонаука, ощущающая мощный эффект от открытия планет у иных звезд, — это биология внеземной жизни, экзобиология. Учитывая темп обнаружения и исследования экзопланет, можно ожидать, что XXI век принесет нам открытие биосфер на некоторых из них и ознаменует этим долгожданное и окончательное рождение экзобиологии, до сих пор развивавшейся в скрытом состоянии из-за отсутствия реального объекта исследования.

В. Сурдин «Квант» №2, 2012
Категория: Исследования
Добавлено: 10.09.2012
Просмотров: 4085
Рейтинг: 5.0/1
Темы: планеты иных звезд, Астрометрический поиск, экзопланеты, наука, фотографии экзопланет, доплер, Измерение яркости звезды, Методы поиска экзопланет
Всего комментариев: 0
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]