Исследование экзопланет

Экзопланеты – планеты, находящиеся за пределом Солнечной системы; иначе их называют внесолнечными планетами. Впервые они были обнаружены косвенно в 1990-е годы по слабому «покачиванию» звезд, вокруг которых эти планеты обращаются. К осени 2010 г. планетные системы открыты у 420 в основном близких к Солнцу звезд, а также у двух радиопульсаров. Всего в этих системах обнаружены признаки существования около 500 планет. Около 50 систем определенно содержат более одной планеты. Уже получены прямые оптические изображения 13 экзопланет. Не исключено, что некоторые экзопланеты не входят в околозвездные системы, подобные Солнечной системе, а движутся в межзвездном пространстве сами по себе.

↑Идентификационные признаки

Измерение движения родительской звезды позволяет оценить массы экзопланеты и параметры ее орбиты. Поскольку наиболее легко обнаруживаются самые массивные экзопланеты, сильно раскачивающие родительскую звезду большинство из открытых до сих пор экзопланет оказались массивнее Юпитера. Но некоторые по массе близки к Урану и Нептуну, а в отдельных случаях – и к Земле ( Исследование планет Солнечной Системы). 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 (М_Ю) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов градусов, 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 М_Ю считают максимальной массой планеты; объекты с массами от 13 до 70 М_Ю называют коричневыми карликами, а еще более массивные – звездами. Для справки: 1 М_Ю = 318 масс Земли = 0,001 массы Солнца = 2x10²⁷ кг.

↑Методы поиска экзопланет

Среди многочисленных методов поиска экзопланет отметим те, которые уже доказали свою состоятельность (табл. 1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо не дали пока 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 из-за ее низкой яркости. Если же планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для удаленного наблюдателя она трудноразличима из-за соседства с гораздо более яркой звездой.

Пусть наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды a Кентавра и смотрит в сторону Солнечной системы. Для него Солнце будет сиять так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск планет окажется очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации их дневного полушария. В табл. 2 приведены самые выгодные значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Как видим, лидером 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 a Кентавра

Однако можно создать приборы, способные решить эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть 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-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 наиболее успешно они могут работать на околоземной орбите. Первые эксперименты со звездным коронографом космического телескопа «Хаббл» уже дали положительный результат: получено изображение планеты в системе звезды Фомальгаут.

↑Измерение яркости звезды

Один из косвенных методов обнаружения экзопланет – метод прохождений, или транзитов – основан на наблюдении звезды, на фоне которой перемещается планета. Например, если Земля лежит в плоскости орбиты экзопланеты, то время от времени экзопланета должна немного 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 для земного наблюдателя понизится на 1%. Это можно заметить с помощью телескопа. Главный недостаток этого метода в том, что доля экзопланет, орбитальная плоскость которых точно ориентирована на Землю, весьма невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями может составлять годы. Тем не менее, такие затмения уже наблюдались и позволили обнаружить более сотни экзопланет.

Особенно эффективны в этой работе космические инструменты. С декабря 2006 г. ведутся наблюдения на европейском спутнике COROT, телескоп которого диаметром 27 см имеет поле зрения около 3° и оснащен чувствительным фотометром. Поиск планет осуществляется методом прохождений. Обнаружено уже немало планет-гигантов и даже одна планета, размер которой лишь на 70% больше, чем у Земли. В марте 2009 г. на гелиоцентрическую орбиту выведен спутник Kepler (NASA) с телескопом диаметром 95 см, способный непрерывно измерять блеск более 100 тыс. звезд в поле зрения 10°´10°. По его данным уже также обнаружены экзопланеты.

Используется и метод поиска планет 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 описка экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений все же 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 астрономических единиц 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 a Кентавра (4,34 св. года = 275000 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 улов не богат: этим методом обнаружена лишь одна экзопланета.

↑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.

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.

↑История открытия экзопланет

↑Астрометрический поиск

Первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 г. американский астроном Э. Барнард (1857-1923) обнаружил, что тусклая красная звездочка в созвездии Змееносца быстро перемещается по небу относительно других звезд. Астрономы назвали ее Летящей звездой, или 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 близость к нам. Действительно, Звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы a 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 г., 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., а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов 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 ван де Кампа. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж. Гейтвуд и его коллеги к 1973 г. 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 М_Ю, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 М_Ю, 2,5 а.е.).

↑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 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 г. 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 12 тыс. световых лет обращается планета в 10 раз массивнее Земли. В 1994 г. 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 Вольжан, 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 г. ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 г. 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. Поиск экзопланет у других пульсаров (а их сейчас открыто около 2000) оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного из них (PSR B1620-26) обнаружилась планета-гигант.

Открытие планет у нейтронных звезд вызывает у астрофизиков скорее недоумение, чем радость. Нейтронная звезда рождается в процессе взрыва сверхновой, который должен разрушать планетную систему, и это подтверждается отсутствием планет у абсолютного большинства пульсаров. Но как возникли (или сохранились) планеты у двух указанных выше нейтронных звезд?

↑Успех доплеровского метода: планеты у нормальных звезд

Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 г. 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 в 1987 г. приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 г. 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 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 М_Ю (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. 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 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 заняты сотни астрономов на различных обсерваториях мира, включая самую продуктивную 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. Предложена временная терминология, согласно которой «планетой» следует называть тело массой менее 13 М_Ю, обращающееся вокруг звезды солнечного типа; а 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 гг. 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.

↑Свойства обнаруженных экзопланет

Уже несколько столетий астрономы бьются над загадкой происхождения Солнечной системы. Главная проблема заключалась в том, что нашу планетную системы до недавних пор было не с чем сравнить. Теперь ситуация изменилась: практически каждую неделю астрономы открывают новую экзопланету. В большинстве своем это планеты-гиганты, однако уже обнаружены и планеты земного типа. Стала возможной классификация и сравнительное изучение планетных систем. Это значительно облегчает отбор жизнеспособных гипотез и построение правильной теории формирования и ранней эволюции планетных систем, в том числе – нашей Солнечной системы.

Неожиданным для астрономов оказался тот факт, что во многих планетных системах вблизи звезды располагаются планеты-гиганты, а не планеты земного типа. Поскольку трудно представить, как может газовый гигант сформироваться в условиях высокой температуры, сейчас активно развивается теория миграции планет в протопланетном диске. В рамках этой теории предполагается, что газовый гигант формируется в «зоне льда», вдали от звезды, а затем, испытывая торможение при взаимодействии с веществом околозвездного диска, перемещается ближе к звезде.

Большой интерес экзопланеты вызывают не только у астрономов, но и у экзобиологов. Первые фотографии экзопланет дают надежду на регистрацию в недалеком будущем их спектров, анализ которых сделает возможным поиск биосферы. Наиболее надежными биомаркерами считаются спектральные линии кислорода (в форме озона), паров воды и метана. В первую очередь такому исследованию будут подвергнуты планеты наиболее близких звезд. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды e Эридана, на расстоянии 10 св. лет от Солнца. Но она лишь немногим меньше Юпитера и обращается на расстоянии 3,3 а.е. от звезды чуть менее массивной и менее горячей, чем Солнце. Иными словами, эта планета находится вне зоны жизни.

Осенью 2010 г. всеобщее внимание привлекло сообщение об открытии планеты Gl 581g, шестой планеты в системе звезды Глизе 581. Этот красный карлик спектрального класса М3, втрое уступающий Солнцу по массе и размеру, в результате этого открытия стал чемпионом по количеству планет. Их массы заключены в диапазоне от 2 до 16 масс Земли (М_З). Самая интересная среди них – планета Gl 581g с массой около 3 М_З, расположенная в «зоне жизни», т. е. на таком расстоянии от звезды, где температура поверхности планеты составляет от 0 до 100 °С. Учитывая, что и атмосферное давление там может быть близко к земному, можно заключить, что на поверхности планеты Gl 581g возможно наличие жидкой воды, а значит – условий для развития жизни.

В целом, обнаружение внесолнечных планетных систем стало одним из крупнейших научных достижений ХХ столетия. Решена важнейшая проблема – Солнечная система не уникальна; формирование планет рядом со звездами – закономерный этап их эволюции. В то же время, становится ясно, что Солнечная система не типична: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни», позволяют длительное время существовать в этой зоне планетам земного типа, одна из которых – Земля – имеет биосферу. По-видимому, другие планетные системы редко обладают этим качеством.