Зарегистрироваться

Исследование экзопланет

Категории Исследование экзопланет | Под редакцией сообщества: Астрономия

Эта версия статьи от 06 Декабрь 2010 11:36, редактировал Сурдин Владимир Георгиевич
Список всех версий Перейти к списку версий
Перейти к последней версии

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.

 

Содержание

1. Идентификационные признаки

2. Методы поиска экзопланет

2.1. Прямое наблюдение экзопланет

2.2. Измерение яркости звезды

2.3 Измерение положения звезды

2.4. Измерение скорости звезды

3. История открытия экзопланет

3.1. Астрометрический поиск

3.2. Планеты у нейтронных звезд

3.3. Успех доплеровского метода: планеты у нормальных звезд

4. Свойства обнаруженных экзопланет

 

1. 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 (МЮ) 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 МЮ считают максимальной массой планеты; объекты с массами от 13 до 70 МЮ называют коричневыми карликами, а еще более массивные – звездами. Для справки: 1 МЮ = 318 масс Земли = 0,001 массы Солнца = 2x1027 кг.

 

2. 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

Название метода 

Принцип метода

Регистрация изображений

Получение прямого изображения экзопланеты путем регистрации ее излучения (собственного или отраженного ею света звезды).

Астрометрический метод

Поиск периодических колебаний положения звезды в плоскости небесной сферы, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы.

Метод лучевых скоростей

Поиск периодических колебаний лучевой скорости звезды, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы.

Фотометрия прохождений

Регистрация кратковременного уменьшения блеска звезды при проходе планеты на фоне звездного диска («затмение» звезды планетой).

Хронометраж

Наблюдаются регулярные отклонения в моментах прихода периодических сигналов, вызванные изменением расстояния до их источника, совершающего орбитальное движение.

Гравитационное микролинзирование

Поиск кратковременного (но неоднократного) усиления блеска звезды заднего фона в результате искривления ее лучей в гравитационном поле более близкой к нам звезды с планетной системой.

 

2.1. 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

 

Планета

Максимальное угловое

расстояние от Солнца

Максимальный

блеск в фильтре V

Меркурий

0,3²

25m

Венера

0,5

22

Земля

0,8

23

Марс

1,1

27

Юпитер

3,9

21

Сатурн

7,2

23

Уран

14

26

Нептун

23

28

Плутон

30

34

 

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.

 

2.2. 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.

 

2.3 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.

 

2.4. 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.

 

3. История открытия экзопланет

3.1. 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 МЮ, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 МЮ, 2,5 а.е.).

 

3.2. 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?

 

3.3. 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 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. 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 МЮ, 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.

 

4. 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 (МЗ). Самая интересная среди них – планета Gl 581g с массой около 3 МЗ, 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.

Эта статья еще не написана, но вы можете сделать это.