Урок 19 экзопланеты 1 как все начиналось… 2 методы обнаружения экзопланет 3 наиболее интересные открытия

ЭКЗОПЛАНЕТА,
планета, находящаяся за пределами Солнечной системы (греческая приставка «экзо» означает «вне», «снаружи»); альтернативный термин – внесолнечная планета (extra solar planet). Впервые такие планеты были обнаружены косвенно в 1990-х годах по слабому «покачиванию» звезд, вокруг которых они обращаются. К середине 2001 планетные системы были открыты у 58 близких к Солнцу звезд и двух радиопульсаров, причем в некоторых случаях обнаружены системы из нескольких планет, однако до сих пор ни одну из них не удалось непосредственно наблюдать и исследовать. Точное измерение движений звезды позволяет оценить массы наиболее крупных членов ее планетной системы и параметры их орбит. Не исключено, что некоторые экзопланеты не входят в околозвездные системы, подобные Солнечной системе, а движутся в межзвездном пространстве сами по себе.
Также по теме:
АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА

Поскольку наиболее легко обнаруживаются самые массивные экзопланеты, сильно раскачивающие звезду, вокруг которой они обращаются, большинство из открытых до сих пор экзопланет оказались массивнее Юпитера. Некоторые по массе близки к Сатурну, а в отдельных случаях – к Земле. Поскольку почти одновременно с открытием экзопланет астрономы обнаружили звездообразные объекты сверхмалой массы – коричневые карлики, – возникла необходимость провести четкую границу между звездами и планетами. Сейчас считается общепринятым, что планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Как показывают расчеты, при формировании космических объектов нормального (солнечного) химического состава 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 – тяжелого изотопа водорода, наиболее легко вступающего в реакцию ядерного синтеза. При меньших массах объектов ядерные реакции в них 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».

Прямое наблюдение экзопланет.

Также по теме:

ЭКЗОПЛАНЕТА

ЭКЗОПЛАНЕТА

Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды Альфа Кентавра и смотрит в сторону Солнечной системы. Тогда наше Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск планет окажется очень слабым: Юпитер будет «звездочкой» 23 звездной величины, Венера – 24 величины, а Земля и Сатурн – 25 величины. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы могли бы заметить такие слабые объекты, если бы на небе рядом с ними не было ярких звезд. Но для далекого наблюдателя Солнце всегда расположено рядом с планетами: для астронома с Альфы Кентавра угловое расстояние Юпитера от Солнца не превосходит 4 угловых секунд, а между Венерой и Солнцем всего 0,5 угл. сек. Для современных телескопов заметить предельно слабое светило так близко от яркой звезды – задача непосильная. Астрономы сейчас проектируют приборы, которые смогут решить эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть специальным экраном, чтобы ее свет не мешал изучать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют «звездным коронографом»; по конструкции он похож на солнечный внезатменный коронограф Лио. 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 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 их, по-видимому, придется доставить на околоземную орбиту.

Измерение яркости звезды.

Существуют косвенные методы обнаружения экзопланет, основанные на наблюдении звезды, на фоне которой перемещается экзопланета. Например, если Земля лежит в плоскости орбиты экзопланеты, то время от времени экзопланета должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа нашего Солнца, а экзопланета – типа нашего Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1%. Это можно заметить с помощью телескопа. Главная трудность в том, что доля таких экзопланет, точно ориентированных своей орбитальной плоскостью на Землю, должна быть невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями – годы. Тем не менее уже имеются предварительные сообщения, что такие затмения наблюдались.

Также по теме:

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, не обращающихся вокруг звезды, а 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 методов описка экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

Измерение положения звезды.

Более 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 можно рассматривать двойную систему Солнце – Юпитер. Они разделены расстоянием 5,2 а.е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 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. (это чуть больше радиуса самого Солнца). С расстояния Альфы Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а.е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004 угл. сек. Это очень маленький угол: под таким углом нам видится толщина карандаша с расстояния в 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. Пока результаты неоднозначные.

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 этой системы составляет V = 13 м/с. Для постороннего наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет то приближается с такой скоростью, то удаляется. Если луч зрения наблюдателя и перпендикуляр к орбитальной плоскости планеты составляют угол i, то наблюдаемая амплитуда скорости будет меньше (V sin i). Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? Обычно для измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяются длины волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, а если удаляется – к красному. До конца 1980-х годов точность измерения скорости оптической звезды этим методом была не более 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Тогда и стало возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс (с точностью до фактора sin i, поскольку наклон орбитальной плоскости экзопланеты в большинстве случаев найти невозможно).

По-существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров.

Способы обнаружения экзопланет

Новости об открытие планет возле других звезд нашей галактики появляются все чаще, и многих может заинтересовать два вопроса: почему при всем развитие астрономии, первое подтвержденное открытие экзопланеты произошло лишь в 1991-м году? И почему при том, что число открытых планет перевалило за тысячу — экзопланет, похожих на нашу, среди них всего несколько штук? Не смотря на количество открытых экзопланет, подавляющее большинство из них невозможно увидеть даже в лучший телескоп существующий на данный момент. Причина состоим в том, что планеты невероятно тусклые объекты — свет, который они излучают может быть в миллионы и миллиарды раз меньше света идущего от их звезды. А если планеты имеют огромные размеры и находятся вблизи своих звезд (так называемые «горячие Юпитеры»), то излучение от них все равно в тысячи раз меньше. Но при этом их практически невозможно увидеть, из-за того, что требуется невероятное угловое разрешение — на современных телескопах они просто сливаются со своими звездами. Но ведь каким-то образом их находят? Действительно, есть несколько косвенных методов, которые позволяют обнаруживать экзопланеты, большинство из них основаны на регистрации влияния планеты на свою звезду.

Радионаблюдение пульсаров (метод периодических пульсаций)

Открытие самих пульсаров является весьма интересной историей, но в данном случае нас интересует их наблюдение. У них чрезвычайно точная частота сигналов, которая очень медленно снижается, из-за излучения связанного с их вращением. Планета, вращающаяся вокруг звезды, неизбежно вызывает и незначительные сдвиги своей звезды, а это в свою очередь — периодические изменения частоты пульсара, которые нельзя объяснить какими-то другими причинами. При этом принципиально даже направленных антенн не требуется — достаточно с высокой точностью фиксировать частоту и силу сигнала от этой нейтронной звезды. Радиосигнал хорошо проходит через атмосферу, и для таких исследований достаточно наземных радиотелескопов. Преимущества: не зависит от дистанции до наблюдателя, достаточно простой аппаратуры (по меркам астрономии) Недостатки: позволяет обнаруживать только те планеты, которые вращаются по орбитам параллельным наблюдению (или приближенным к ним); нейтронных звезд в общем их количестве мало, ещё меньше среди них пульсаров, поэтому общее количество открытых этим методом звезд невелико.

Доплеровский метод

Спектр поглощения водорода (основной части большинства звезд)

Основной способ изучения звезд — это спектральный анализ её света, от меняется от типа к типу звезды, но имеет и общие параметры — например зоны поглощения водорода и гелия, которых в любой звезде большинство. Эти узкие черные линии, в спектре излучения звезды не зависят от её свойств, и постоянны для всей Вселенной. И если они оказываются смещенными от своих исконных положений — это означает что звезда движется к нам (смещение в фиолетовую область спектра) или от нас (смещение в красную область спектра). Эффект, который лежит в основе этого метода, хорошо описан в википедии. Если у звезды есть своя планетная система — то она в месте с планетой(ами) вращается возле общего центра масс, и планета(ы) таким образом как бы «раскачивают» звезду. От сюда и ограничения — слишком легкие планеты практически не влияют на движение своих звезд, а при больших радиусах обращения — и эффект от вращения тяжелой планеты тонет в шумах самой звезды**. Преимущества*: не зависит от дистанции до наблюдения, достаточным условием является возможность накопить свет для спектрального анализа за разумное время. Недостатки: позволяет обнаруживать только те планеты, которые вращаются по орбитам параллельным наблюдению (или приближенным к ним); имеет ограничение на соотношение масса звезды / масса планеты**.

Транзитный метод

Изменение светимости звезды Kepler-6 от прохождения по её диску экзопланеты Kepler-6 b (данный телескопа «Кеплер»)

Основывается на том, что планета, вращаясь, проходит перед своей звездой частично её закрывая. Размеры планеты значительно меньше своих звезд — для Земли этот показатель около 10 000, для экзопланет может отличаться на порядок как в большую сторону (для планет размерами с Юпитер) так и в меньшую сторону (крупные планеты у белых карликов). На данный момент он является самым «плодотворным» по числу открытых планет, в основном — за счет космического телескопа «Кеплер», который работал, используя этот метод. Преимущества: зависит только от видимой звездной величины — для ярких звезд имеет большую дальность обнаружения; позволяет обнаруживать планеты с периодами обращения в несколько лет (принципиальное ограничено только сроком наблюдения — для подтверждения открытия планеты, необходимо зафиксировать прохождение планеты по звездному диску хотя бы два раза). Недостатки: позволяет обнаруживать планеты, которые вращаются параллельно наблюдателю и проходят по звездному диску своей звезды (угол намного меньше доплеровского метода); имеет ограничение на соотношение диаметр звезды / диаметр планеты**.

Астрометрический метод

Влияние вращающейся планеты на свою звезду

Как и доплеровский метод, основан на движении звезды под действием вращающейся возле неё планеты. Превышает по сложности предыдущие, ведь нам приходится определять незначительные смещения звезды на небе (центр масс планетной системы часто находится «внутри» самой звезды), хотя даже смещения от вращения Земли вокруг Солнца, используемые для измерения параллаксов звезд позволяют сколь-нибудь точно измерять только расстояния, до звезд в пределах нашей галактики. Преимущества: позволяет обнаруживать планеты, которые находятся далеко от своих звезд (чем дальше от центра масс вращается планета — тем дальше от этого центра будет и звезда, тем самым она будет «колебаться» с большей амплитудой, хотя и значительно медленнее); наряду с прямым наблюдением позволяет обнаруживать планеты, орбиты вращения которых перпендикулярны наблюдателю.*** Недостатки: позволяет обнаруживать планеты, которые вращаются по орбитам перпендикулярным наблюдателю (или приближенным к ним); дальность ограничена возможность обнаружения углового вращения звезды.

Метод гравитационного микролинзирования

Метод основан на том, что свет отклоняется под действием гравитации, и если на пути, между нами и какой-нибудь звездой окажется другая звезда с планетной системой, то она станет собирать свет далекой звезды как огромная линза. Изначально этот метод был предложен для поиска черных дыр — которые невозможно обнаружить прямыми наблюдениями, если на черную дыру не падает значительных объемов вещества, или если черная дыра не находится на последней стадии испарения (что для черных дыр образованных в результате коллапса звезд слишком долгий процесс — счет идет на десятки миллиардов лет). Сейчас этот метод в основном используется для поиска следов темной материи, но также позволяет попутно открывать и планеты. Именно этим методом была открыта самая далекая известная на данный момент экзопланета — OGLE-2005-BLG-390L, где OGLE означает «оптический эксперимент по гравитационному линзированию». Преимущества: позволяет открывать планеты у очень слабых звезд, вплоть до отдельно взятых планет, оказавшихся далеко от звезд. Недостатки: как и транзитный метод, требует точного выстраивания трех тел в линию — далекая звезда — звезда с планетной системой — Земля, и по этой причине не позволяет открывать значительного количества планет.

Прямое наблюдение

Метод собственно говорит сам за себя. Для его реализации в фокус телескопа помещается небольшой диск, заслоняющий саму звезду, при этом становятся видны планеты, окружающую данную звезду. Если получается достаточно хорошо вычленить свет, идущий от самой планеты, то приложив к этому знания о свете идущем от самой звезды (тот который падает на поверхность этой планеты), можно судить о веществе, из которого состоит эта планета. Другие методы позволяют судить о составе планеты лишь косвенно, по её плотности, и имеют высокую погрешность предсказаний. Преимущества: по блеску позволяет определить соотношение альбедо / площадь освещаемой поверхности, по спектральному анализу — состав атмосферы и поверхности (другие методы не позволяют измерять данные параметры). Недостатки: требует телескопов больших размеров, чем другие методы (для наблюдения требуется телескоп «видящий» звезды на несколько звездных величин меньше); для близких к своим светилам планетам ограничением становится разрешающая способность (которая решается использованием разнесенных в пространстве телескопов), для наземных телескопов прямой поиск планет является ещё большей проблемой, чем для космических (частично решается адаптивной оптикой).

Как видно из этого описания — ни один метод не дает возможности обнаружить любые планеты на любых орбитах (за исключением метода прямого наблюдения, если у вас есть телескоп, практически бесконечных размеров, конечно). Каждый метод дополняет другой, более того — обычно их совместное использование позволяет определить такие параметры, которые одним методом определить было бы не под силу. Скажем транзитный и доплеровский метод позволяют измерить площадь и массу планеты соответственно, а по этим параметрам — плотность, и силу притяжения для этой планеты.

На данный момент известно уже о 31-ой планете, находящийся в обитаемой зоне, все из них имеют массу близкую к Земной, или больше нее. Это связано лишь с несовершенством нашей техники — тяжелый объект можно заметить с больших расстояний, чем легкий. С улучшением нашей техники начнется открытие планет, размерами схожими с Землей, или меньше в уже существующих планетных системах и у ближайших звезд, у которых пока не было найдено своих планет. При этом тяжелые планеты не перестанут открывать — просто зона их обнаружения сдвинется дальше.

Сейчас множество крупнейших телескопов используется для поиска экзопланет (на ряду с другими научными исследованиями, конечно), из-за постоянного роста в сложности астрономических исследований сейчас многие телескопы используются совместно, что позволяет получить преимущества от интерференции — таковыми являются обсерватория Кека на Гавайях, Очень большой телескоп (VLT) Паранальской обсерватории в Чили и Большой бинокулярный телескоп (LBT) в Аризоне. Первым специализированным именно для этой цели стал космический телескоп «Кеплер», и его специализация дала плоды — за три года своей работы он позволил открыть более тысячи планет, а его данные продолжают использоваться для открытия планет более двух лет. Сейчас может образоваться определенный «перерыв», когда все данные Кеплера будут обработаны, а его преемник — «Tess» будет запущен только в 2020 году и будет открываться не большое количество экзопланет уже существующими телескопами. Значительный прорыв в этой, и многих других областях астрономии намечается с запуском космического телескопа «Джеймс Уэбб», намеченный на конец 2018-го года. Он не предполагается исключительно для целей поиска экзопланет, а будет запущен на замену «Хабблу» — однако его возможности будет вполне достаточно для существенных подвижек в поиске экзопланет в целом, и планет подобных Земле в частности. Будущие крупнейшие телескопы — Гигантский Магеланов телескоп (GMT), Тридцатиметровый телескоп (TMT) и Европейский чрезвычайно большой телескоп (E-ELT) будут иметь возможности соразмерные с «Джеймсом Уэббом», а E-ELT – практически во всем его превзойдет. Последние два телескопа будут строиться вблизи обсерватории Кека и VLT соответственно, это связано с благоприятными условиями для наблюдений, которые трудно получить в каких-то других местах. Эти телескопы позволят открыть множество новых экзопланет, но что более важно — расширится нижняя планка их обнаружения, что позволит находить намного больше планет земного типа, и планеты значительно меньше нашей, вплоть до обнаружения лун у экзопланет.

* Оценка преимуществ и недостатков методов основана на общей сложности метода, узкоспециализированные телескопы могут быть «заточены» под определённый метод, и не иметь возможности использовать какие-то другие методы вовсе.

** Технические трудности в этом направление уже практически решены, и мы уперлись в «теоретический потолок» данных методов — проблемы связаны с тем, что звезды не являются статичными объектами, они своего рода «дышат», скажем у нашего Солнца есть ярко выраженный 11-летний цикл, и несколько периодов больше и меньше этого, которые не имеют такого постоянства. Именно эти флуктуации мешают измерениям — в какой-то момент уровень сигнал / шум становится так мал, что эффект от вращения планеты становится невозможно вычленить, имея сколь угодно хороший телескоп.

*** Параллельные и перпендикулярные орбиты планет указаны в недостатках по причине того, что они принципиально ограничивают число возможных орбит, на которых можно обнаруживать планеты до значений меньше 50%. В преимуществе — по причине того, что планеты на перпендикулярных наблюдателю орбитах позволяют обнаруживать лишь два метода из всех.

Для статьи использовались фотографии wikipedia.org и подраздел сайта JPL NASA, посвященные данной тематике. А также список потенциально обитаемых планет от университета Пуэрто-Рико в городе Аресибо.

Астрометрический поиск.

Первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что слабенькая красная звездочка в созвездии Змееносца быстро перемещается по небу относительно других звезд – на 10 угл. секунд в год. 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 Альфа Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, поэтому влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938, 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 угл. сек., следовательно вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а.е. В начале 1960-х годов это сообщение облетело весь мир. Но не все астрономы согласились с выводами П. ван де Кампа. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж.Гейтвуд (G.Gatewood) и его коллеги к 1973 выяснили, что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит массивных планет в качестве спутников не имеет. Однако эти же работы принесли и новую находку: были замечены зигзаги в движении пятой от Солнца звезды Лаланд-21185. Сейчас получены веские доводы, что вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Мю, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Мю, 2,5 а.е.). Для подтверждения этого открытия ведутся наблюдения.

Первооткрыватели и учёные, совершившие открытия

Некоторые из открытий астрономии совершаются буквально на наших глазах.

XX в. – век открытий

В восьмидесятых годах прошлого века была совершена первая серьезная попытка поиска планет у одной из ближайших звезд — Летящей звезды Барнарда. Анализируя фотопластинки Питер Ван де Камп объявил о существовании планеты, в 1,6 раза тяжелее Юпитера с периодом обращения в 24 года.

Затем, расширив диапазон изученных архивных фотоснимков до 1916 года, он заявил о двух планетах с массой порядка массы Юпитера. Позднее космический телескоп имени Хаббла провел очень точные (до 0,001 угловой секунды) астрометрические измерения звезды Барнарда и Проксимы Центавры, не выявив никаких колебаний. Тогда и стало ясно, что наземные и неспециализированные космические обсерватории не способны обнаружить этим способом планеты даже около ближайших звезд.

Открытия экзопланет в начале 90-х годов пришли совсем с неожиданной стороны. Еще в начале 60-х, после появления первых мощных радиотелескопов, были обнаружены высокочастотные точечные источники радиоизлучения. Их назвали пульсары. Довольно быстро пульсары отождествили с нейтронными звездами. Испускающие мощные потоки релятивистских частиц и жесткого излучения, они являются одним из самых неблагоприятных мест для жизни в нашей Галактике.

Однако у пульсаров имеется одно уникальное свойство. Они обладают необычайно стабильной частотой импульсов. Измеряя очень малые периодические изменения частоты импульсов в течение несколько месяцев или лет, можно так точно измерить лучевую скорость пульсара, что реально зафиксировать колебания, вызванные влиянием на пульсар объектов с массой, даже меньшей, чем масса Луны!

В 1991 году американский астроном Александр Вольжан, анализируя несколько месяцев измерения периодичности пульсара PSR 1257+12 на радиотелескопе в Аресибо, пришел к выводу, что он окружен как минимум тремя планетами с массами в несколько масс Земли, и большими полуосями до 1 астрономической единицы. Очень точно измерив параметры системы, радиоастрономы впервые зафиксировали резонансные явления, наблюдаемые до этого только в Солнечной системе.

В данном конкретном случае учёные обнаружили довольно старую нейтронную звезду. Вращается она очень быстро, делая 161 оборот в секунду. В начале 2005 года было объявлено об открытие четвертого компонента этой системы, находящегося на орбите с большой полуосью до 4 а.е. и массой менее массы Цереры. Планетные системы пульсаров являются, по-видимому, очень редким явлением: кроме системы пульсара PSR 1257+12, был обнаружен только один газовый гигант у PSR B1620-26 b, называемый еще Мафусаилом. Большая полуось его орбиты составляет 23 а.е.(примерно соответствует орбите Урана в Солнечной системе).

Сотрудница ФИАН им. П. Н. Лебедева Татьяна Шибанова, работая на радиотелескопе в Пущине, обнаружила планеты у пульсара PSR 0329+54. Похоже, что данная система меньше предыдущей – масса планет равна соответственно 2 и 0,3 земной. Находятся они от пульсара на расстоянии 2 и 7 а.е.

Уже в 1996г. опубликована работа, согласно которой у звезды Лаланд 21185 (Большая Медведица) найдено два планетообразных спутника: один с массой 1,6 массы Юпитера и периодом обращения 30 лет, а второй – с массой 0,9 массы Юпитера и периодом 6 лет. Однако это уже произошло после грандиозного события, перевернувшего взгляд на методы и возможности поисков внесолнечных планет.

Триумф спектрального анализа

Еще в 1952 году Отто Струве опубликовал работу, в которой он обратил внимание на преимущества поиска планет у звезд с помощью спектроскопии, а также на возможность независимого подтверждения планеты, если она проходит между звездой и наблюдателем, путем точного измерения яркости звезды.

Однако понадобилось еще несколько десятилетий, что бы его идеи были реализованы на практике. В 1993 году Мишель Майор и Дидье Келос из Женевы на 1,93 метровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (Франция) решили измерить лучевые скорости около сотни звезд до 8 звездной величины с точностью до 15 метров в секунду. Начав в сентябре 1994 года наблюдения звезды 51 Peg, они обнаружили колебания почти в 60 метров в секунду с очень коротким периодом — всего 4 дня! 6 октября 1995 астрономы объявили о своем открытии, после чего несколько недель продолжались ожесточенные дискуссии о реальности такого типа объектов.

Дж. Марси и П. Батлер подтвердили это открытие, обнаружив те же самые колебания в своих наблюдениях. Таким образом, Мишель Майор и Дидье Келос стали первыми, чьё открытие об существовании планет вне Солнечной системы было доказано. Уже первые три открытых газовых гиганта ошеломили теоретиков. Так, рядом со звездой 51 Peg была обнаружена планета с минимальным расстоянием до звезды («горячий юпитер»), планета у звезды 70 Vir имела значительный экс), и лишь орбита у 47 UMa b была похожа на орбиты планет в Солнечной Системе.

Это дало повод усомниться в прежних теориях о происхождении планетных систем. Была выдвинута гипотеза о миграции газовых гигантов во внутренние области с течением времени. Ее сторонники полагают, что газовые гиганты, сформировавшиеся на расстояниях в несколько а.е. от звезды, в течение последующих десятков миллионов лет мигрируют внутрь планетной системы, рассеивая планетозимали протопланетного диска (планетозимали при этом оказываются на дальних орбитах или вообще покидают планетную систему).

Однако недавно теории миграции был нанесен сильный удар — летом 2005 года был открыт «горячий юпитер» внутри тесной тройной системы звезд. Возможно, это говорит о том, что горячие юпитеры формируются изначально на близких к звезде орбитах. С другой стороны, сторонники теории миграции считают, что данная тройная система образовалась уже после формирования планеты путем гравитационного захвата (что тоже не исключено).

Интересные открытия XXI века

На экзопланете Kepler 78-b, открытой в 2013 году исследователями Массачусетского технологического института, новый год каждый день! Эта планета имеет земные параметры, но находится от нас на расстоянии 700 световых лет. Она оборачивается вокруг звезды за 8,5 часов. Это самый короткий из когда-либо обнаруженных орбитальных периодов. Дело в том, что Kepler 78-b находится в 90 раз ближе к своей звезде, ем Земля к Солнцу. Температура на поверхности этой экзопланеты составляет до 3000 градусов Цельсия. В таких условиях её верхний слой, скорее всего, представляет собой сплошной океан лавы. [4]

17 апреля 2014 года Национальное управление по воздухоплаванию и исследованию космического пространства (NASA) объявило об открытии экзопланеты в планетной системе красного карлика Kepler-186 в созвездии Лебедя. Данная планета открыта спутником «Кеплер». Благодаря ему получилось узнать радиус планеты. Также, помимо радиуса, у Kepler-186f (как её позже назвали) известен период обращения вокруг звезды.

Период обращения позволяет оценить температурный режим на поверхности планеты. Что это означает? Если планета находится слишком близко к совей звезде, на ней будет слишком жарко, и, если вы нальёте лужу воды, она испарится. Если слишком далеко – вода замёрзнет. Диапазон, в котором при наличии атмосферы на поверхности планеты может существовать жидкая вода, называют зоной обитаемости. Таким образом, Kepler-186f попадает в эту зону, и на ней допускается наличие жизни.

Совсем недавно международная группа учёных обнаружила небольшую планетную систему, состоящую из двух планет и обращающихся вокруг звезды Каптейн. Одна из интереснейших планет – планета Kapteyn b. Она является суперземлёй, так как её масса в 5 раз превышает массу Земли. Планета находится в зоне обитаемости, так как способна поддерживать воду в жидком состоянии.

Поэтому астрономы утверждают, что она может быть обитаема. Этому, в частности, может способствовать её возраст – 11,5 миллиардов лет. На сегодняшний день, Kapteyn b является самой «древней» из известных науке экзопланет. Другая экзопланета, её соседка, может показаться менее привлекательной, так как температура на её поверхности довольно низкая, а значит, что речи об существовании жизни на этой планете, по мнению большинства учёных, и быть не может. Также учёные интересуются данной планетной системой, потому что расстояние до неё всего лишь 13 световых лет.

А вот самая горячая из известных экзопланет – Wasp-33b была открыта у белой звезды Wasp-33 в созвездии Андромеда. Температура её поверхности составляет около 3200 °С, что делает её температуру сравнимой с температурой поверхности красного карлика. Дело в том, что планета расположена на очень малом расстоянии от материнской звезды (порядка 0,02 а.е.). В 2020 году, благодаря наблюдениям с телескопа Хаббл, у планеты была обнаружена стратосфера – учёные обнаружили в атмосфере Wasp-33b температурную инверсию, вызванную диоксидом титана. [4]

Также хотелось бы отметить недавнее событие, которое уже в скором времени поможет ещё более подробно изучать далёкие миры. 18 декабря 2020 года, Европейское космическое агентство (EKA) запустило орбитальную обсерваторию Cheops («Хеопс»). Измерив диаметр многих экзопланет при помощи метода транзита, она поможет определить их химический состав и внутреннюю структуру.

Программа наблюдения рассчитана на экзопланеты, период обращения которых не превышает 50 земных суток. При этом инструмент не будет искать новые планеты, а будет исследовать области ярких звёзд ( от 6-ой о 12-ой звёздной величины), у которых уже есть планеты в диапазоне размеров от Земли до Нептуна. Его главной целью является определение диаметра планет.

С 2020 и по сей день исследуется планетная система TRAPPIST-1, в которой целых 7 планет 3 из них находятся в обитаемой зоне, и на всех 7 планетах, при определённых атмосферных условиях, возможно наличие воды в жидком виде.

Планеты у нейтронных звезд.

В конце 1980-х годов несколько групп астрономов в разных странах создали высокоточные оптические спектрометры и начали систематические измерения скоростей ближайших к Солнцу звезд. Эта работа специально была нацелена на поиск экзопланет и через несколько лет действительно увенчалась успехом. Но первыми открыли экзопланету радиоастрономы, причем не одну, а сразу целую планетную систему. Произошло это в ходе исследования радиопульсаров – быстро вращающихся нейтронных звезд, излучающих строго периодические радиоимпульсы. Поскольку пульсары – чрезвычайно стабильные источники, радиоастрономы могут выявлять их движение со скоростью порядка 1 см/с, а значит, обнаруживать рядом с ними планеты с массами в сотни раз меньше, чем у Юпитера.

Первое сообщение в журнале «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR B1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991 группа радиоастрономов Манчестерского университета (М.Бэйлес, А.Лин и С.Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл-Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами, соответственно, 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.

Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A.Wolszczan), который с помощью 305-метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 1000 св. лет от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,2, 4,3 и 3,6 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996 появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет.

Та легкость, с которой планеты были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто более 1000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного далекого пульсара (PSR 1620-26) обнаружилась планета-гигант в несколько раз массивнее Юпитера. До сих пор планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрирует нам единственный пример планет типа Земли за пределом Солнечной системы.

Считается весьма странным, что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, с которой теряет большую часть своей массы. Поэтому ее остаток – нейтронная звезда-пульсар – не может своим притяжением удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды. Возможно, что обнаруженные у пульсара планеты сформировались уже после взрыва сверхновой, но из чего и как – не ясно. Пока планетные системы нейтронных звезд по причине их непонятного происхождения считают чем-то неполноценным.

Как происходит поиск?

Экзопланета обычно обнаруживается и регистрируется несколькими методами, так как отдельные из доступных вариантов действуют лишь при наличии ряда специфических условий. Наиболее используемые методики таковы:

  • прямое наблюдение. Используется преимущественно для выделения планет близи молодых звёзд при удалённости не более 10-100 астрономических единиц. Суть – когда экзопланета изолируется от света своего светила, наблюдатель может получить прямое изображение небесного тела;
  • Доплера. Выявление радиальной скорости звезды посредством использования спектрометра. С его помощью можно обнаружить планеты-гиганты с периодом до десяти лет и объекты с массой, в несколько раз превышающей массу Земли, которые при этом располагаются в непосредственной близости от своего солнца. Механизм основывается на взаимодействии планеты и звезды: планета при обращении звезды способствует её «раскачиванию», что позволяет отследить доплеровское смещение;
  • астрономический. Основан на корректировке собственного движения звезды под влиянием гравитации небесного тела. Помогает с уточнением массы;
  • транзитный. С его помощью можно получить данные о размерах планеты, наличии атмосферы и её составе за счёт наблюдения уменьшения степени светимости звезды при прохождении объекта на её фоне. В сочетании с методом Доплера можно узнать и плотность небесного тела. Актуален лишь в ситуации, когда орбита планеты располагается в одной плоскости с точкой наблюдения;
  • радионаблюдение пульсаров. При обращении вокруг пульсара планеты способствуют изменению сигнала пульсара на осциллирующий характер – излучение формирует в пространстве конические поверхности;
  • гравитационное микролинзирование. Метод ограниченного применения из-за необходимости соблюдения специфического условия – наличие между наблюдателем другой звезды, которая выступает в качестве линзы и фокусирует своим гравитационным полем свет искомой системы.

В марте 2021 г. будет запущен космический телескоп имени Джеймса Уэбба, который по проведённым расчётам позволит напрямую выявлять экзопланеты и проводить подробный анализ состава их атмосфер.

Успех Доплер-эффекта: планеты у нормальных звезд.

Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор (M.Mayor) и Дидье Квелоц (D.Queloz), построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси (G.Marcy) создали подобный прибор раньше и в 1987 приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 Майор и Квелоц 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 Пегаса, удаленной от Солнца на 50 св. лет. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 Мю (для нее уже предложено имя – Эпикур).

Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем рядом со звездой как две капли воды похожей на Солнце бешено мчится планета-гигант, обегая ее всего за четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца. Астрономы не сразу поверили в это открытие. Ведь обнаруженная планета-гигант из-за ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000 К. Горячий юпитер? Такого сочетания астрономы не ожидали. Быть может, за колебания звезды была принята пульсация ее атмосферы? Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие планеты у звезды 51 Пегаса. Затем обнаружились и другие системы, в которых планета-гигант обращается очень близко к своей звезде; термин «горячий юпитер» прочно вошел в обиход.

Поиском экзопланет сейчас занято более 150 астрономов на различных обсерваториях мира, включая самую продуктивную научную группу Дж.Марси и группу М.Майора. Для выработки терминологии и координации усилий в этой области Международный астрономический союз (МАС) создал Рабочую группу по внесолнечным планетам, первым руководителем которой избран американский астроном-теоретик Алан Бос (A.Boss). Предложена временная терминология, согласно которой «планетой» следует называть тело массой менее 13 Мю, обращающееся вокруг звезды солнечного типа; такие же объекты, но свободно движущиеся в межзвездном пространстве, следует называть «коричневыми субкарликами» (sub-brown dwarfs). Сейчас этот термин употребляется в отношении нескольких десятков предельно слабых объектов, найденных в 2000–2001 в туманности Ориона и не связанных со звездами. Они излучают в основном в инфракрасном диапазоне и по массе, вероятно, лежат в промежутке между коричневыми карликами и планетами-гигантами. Ничего определенного о них пока сказать нельзя.

Как именуется?

Новым небесным телам присваивается такое наименование, которое состоит из названия звезды, вокруг которого вращается планета, и строчной буквой латинского алфавита в порядке очерёдности, начиная с «b». Использование буквы «a» не предусмотрено из-за того, что в этом случае наименование бы подразумевало светило. Если было заявлено сразу об открытии нескольких планет из одной системы, название образуется по степени удалённости от звезды.

Имеются и исключения. Возникли они ввиду того, что до 1995 года экзопланета именовалась по другим правилам. Использовались прописные буквы и имело значение то, насколько близко к звезде располагалась планета – в результате чего происходили переименование новых объектов, что приводило к путанице. Некоторые тела имеют и неофициальные названия. Пример: 51 Пегаса b именуется как Беллерофонт. Ранее официально не допускалось использование подобных прозвищ. Однако в 2020 году путём всемирного голосования было принято решение о присвоении отдельным объектам собственных названий.

Итак, эпоха массового открытия ещё только начинается, но уже сейчас учёными обнаружены объекты, представляющие интерес для всей науки. С каждым годом методы изучения и инструментарий анализа активно развивается, что позволит уже через несколько лет добиться получения надёжных данных по большей части небесных тел.

Открытие такого явления, как экзопланета позволило астроном понять, что планетарные системы – это достаточно распространённое явление в космосе. До сих пор отсутствует общепризнанная теория по образованию планет. Сейчас же, когда учёные могут получать сведений по объектам вне Солнечной системы, ситуация в этой сфере изменяется к лучшему.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: