Екзопланети: як їх відкривають та вивчають

Навколо зірок можуть бути планети, а на цих планетах теоретично може бути життя.

Якщо в когось щось і асоціюється зі словом «екзопланета», то зазвичай це щось на зразок «планета, схожа на Землю».

Що таке екзопланета

Для того, щоб якесь небесне тіло можна було вважати планетою, воно повинно задовольняти трьом вимогам. ми знаємо, що навколо Сонця обертається ще багато чого, наприклад, пояс метеоритів.

Тому додаємо по-друге: маса планети має бути меншою за масу зірки (тобто там не повинні йти самоіндуковані термоядерні реакції), але більше маси астероїда, інакше власної гравітації буде недостатньо для того, щоб небесне тіло стало округлим.

Нарешті, по-третє, поблизу орбіти планети має бути простір, вільний від інших тіл. Саме через це Плутон у 2006 році розжалували з планет до карликових планет — поряд із його орбітою багато схожих тіл, просто Плутон — одне з найбільших.

Незважаючи на те, що зірок на небі дуже багато і за аналогією з Сонячною системою може здатися, що навколо них має бути повно екзопланет, зараз науці відомо лише трохи більше 2000 такого роду об'єктів Та й взагалі наука почала займатися ними напрочуд нещодавно — близько 20 років тому.

Хоча складно сказати, якого саме року відкрили першу екзопланету.Можна вважати, що 1995-го — саме тоді швейцарські вчені Майор і Келос із точністю довели, що на орбіті зірки Peg 51 є планета, яка нагадує Юпітер. 1993-го польський астроном Олександр Вольщан виявив щось подібне до екзопланети біля нейтронної зірки, але оскільки нейтронна зірка — не зовсім зірка, то й знайдений об'єкт не можна повною мірою вважати екзопланетою.

У 1989 році була виявлена ​​надмасивна чи екзопланета, чи коричневий карлик (тут поки що немає визначеності), але її існування підтвердили лише 1999-го. Ну а 1988-го було знайдено екзопланету в сузір'ї Цефея, але те, що це справді планета, було підтверджено лише 2002-го.

Загалом область молода, тому зараз вчені активно займаються пошуком та вивченням екзопланет. І шукати їх можна кількома способами.

Як шукають екзопланети

Перший варіант – стежити за рухом зірки. Справа в тому, що зірка та планета взаємодіють між собою. Тобто, не планета обертається навколо зірки, а насправді вся ця система обертається навколо свого центру мас, розташованого десь поблизу центру зірки.

Планета занадто мала, щоб із Землі або супутників, які знаходяться неподалік, можна було б вимірювати якісь її параметри, а от спектр світіння зірки отримати можна. Ну а оскільки зірка, як ми щойно з'ясували, рухається, у цьому спектрі спостерігатиметься доплерівське зрушення — якщо його ізолювати та вимірювати протягом досить тривалого часу, можна отримати період обертання зірки. А оцінивши масу зірки і знаючи період обертання, можна отримати масу планети. Вуаля, ми відкрили екзопланету! Загалом приблизно половина відомих екзопланет була відкрита саме так.

Простіший на словах, але складніший насправді спосіб — спостерігати проходження планети диском зірки. Якщо розташувати телескоп у передбачуваній площині орбіти планети, рано чи пізно ми помітимо, що світіння зірки стане трохи слабшим через її часткове затемнення планетою.

Проблема в тому, що характерне значення падіння блиску зірки в цьому випадку приблизно 0,0002%. Тобто, по-перше, потрібні дуже високоточні прилади. А по-друге, як відомо, на зірці бувають плями, які за такого способу вимірювань легко прийняти за планету, яку шукає. Ну і по-третє, між телескопом і зіркою просто могло пролітати космічний сміття, частково затьмаривши його, і це теж потрібно не прийняти за планету.

Ще один спосіб називається мікролінзування. Відповідно до сучасної теорії гравітації, тіла спотворюють простір навколо себе, і що масивніше тіло, то більше вписувалося ці спотворення. У результаті, якщо між спостерігачем і досліджуваним небесним тілом пролітає якийсь потужний об'єкт, через спотворення можна спостерігати посилення світіння досліджуваного тіла — такий спалах.

Але видно її тільки якщо об'єкт-лінза світиться досить слабо. Те, що ситуація задовольнятиме всім цим умовам, — подія малоймовірна, тож слідкувати треба одразу за багатьма зірками: раптом з якоюсь це станеться? Це стало можливим з появою ПЗЗ-матриць із великою кількістю пікселів.

Мікролінзування зручне з двох причин. По-перше, це найнадійніший спосіб. По-друге, для того, щоб виявити екзопланету за допомогою мікролінзування, не потрібно знаходитись у площині орбіти цієї планети.

Четвертий спосіб може виглядати трохи курйозно, проте він працює – це визначення наявності планети за так званим таймінгом.Ідея ось у чому: якщо ви спостерігаєте якийсь циклічний процес за участю небесних тіл, але його цикл чомусь збивається, то в процесі бере участь ще якесь небесне тіло, яке впливає на цей цикл. Цілком можливо, що це екзопланета. Таким чином можна відкривати екзопланети біля подвійних зірок або пульсарів — систем з циклами, що добре простежуються.

Ще кілька способів, значно менш поширених, — це вимір точного розташування зірки і безпосереднє спостереження екзопланет на знімках, зроблених телескопами.

Навіщо шукають екзопланети

Чому люди шукають і досліджують екзопланети, загалом цілком зрозуміло. Людство з давніх-давен приваблював космос, і, як тільки воно могло почати вивчення будь-яких нових космічних об'єктів, воно без зволікання починало. Так було з зірками, з Всесвітом цілком, так само сталося і з планетами.

Ну і звичайно, людей завжди цікавило питання існування життя десь окрім Землі. То де їй існувати, якщо не на екзопланетах? Власне, багато хто тому й асоціює слово «екзопланета» з «планетою, схожою на Землю», — найгучніше освітлення в новинах отримують відкриття екзопланет, розташованих у так званій зоні, що живе. Тобто там, де не надто гаряче і не надто холодно для життя, заснованого на воді.

«Не надто гаряче і не надто холодно» задає діапазон відстаней до зірки, навколо якої звертається екзопланета. Якщо вдається одержати спектр відображення цієї екзопланети, можна дізнатися, чи є на ній вода. Правда, поки що це виходить тільки припускати, виходячи з параметрів планети.

Наприклад, нещодавно телескопом Kepler на кордоні сузір'їв Лебедя та Ліри було відкрито екзопланету Kepler-452b, яку в NASA на радощах охрестили Новою Землею.

Зірка, навколо якої обертається Kepler-452b, всього на 10% важча Сонця, період обігу навколо неї відкритої екзопланети становить 385 діб, а траєкторія її руху збігається з орбітою Землі. Kepler-452b має тверду поверхню, а її маса на 60% більша за масу нашої планети. Тобто вона справді достатньо схожа на Землю.

Ось тільки вона знаходиться від нас на відстані 1400 світлових років. Для порівняння: найближча до нас зірка (крім Сонця) розташована на відстані 4,2 ​​світлових років. Але з'ясувати, чи є життя на Kepler-452b все одно цікаво. Раптом справді є?

Вчені знайшли кілька екзопланет, випалених зірками до стану «огарків» Чому їх спіткала така доля, і як шукати щось більше, ніж для життя, — пояснює астрофізик Сергій Попов.

Цього тижня в Nature Astronomy вийшло три статті, в яких описується новий метод пошуку екзопланет і знахідки, які він приніс. Йдеться про вкрай незвичайні планети, які в якийсь момент своєї історії втратили багато речовин через те, що були фактично випалені своїми зірками. У чому незвичність цих планет, наскільки універсальним є новий метод їх пошуку і як взагалі астрономи шукають далекі світи, пояснює провідний науковий співробітник інституту Штернберга, астрофізик Сергій Попов.

Здогадавшись, що зірки – це далекі Сонця, астрономи вже сотні років тому почали міркувати про те, що там також можуть існувати планетні системи.Однак виявити їх непросто: навіть найпотужніші планети це дуже легкий і слабенький об'єкт, який знаходиться поряд із набагато масивнішою і яскравішою зіркою. їх ще не називали екзопланетами) буде вкрай важко.

Тим не менш, вже в XIX столітті астрономи пропонували різні способи пошуку екзопланет. Дехто навіть думав, що спосіб працює, але не вистачає точності. кілька методів, за допомогою яких можна було ідентифікувати екзопланети.

Шукати планети у далеких зірок можна по-різному, але це завжди непросто

Основних методів пошуку екзопланет шість, і всі вони досі використовуються і мають свою сферу застосування. виходить вкрай рідко. планети в спільному потоці фотонів від зірки і всього, що її оточує.

Деякі вважають, що першими екзопланетами слід вважати об'єкти, виявлені в 1992 році навколо одного з радіопульсарів, тобто біля нейтронної зірки. Зробити це вдалося за рахунок аналізу неоднорідностей. у часі сигналів цих радіопульсарів.Але перш ніж пояснити, як це було зроблено, слід сказати кілька слів про орбітальний рух.

Зазвичай ми пояснюємо дітям, що не Сонце обертається довкола Землі, а Земля навколо Сонця. гравітаційно впливають один на одного і рухаються навколо загального центру мас всієї системи! воно в сотні разів важче за решту тіл системи разом узятих. Тому наша зірка зміщується зовсім небагато, хоча іноді це «трохи» вимірюється сотнями тисяч кілометрів. системи.

Повернемося до планет навколо пульсара. Ми зрозуміли, що пульсар не стоїть на місці, а також бере участь у русі навколо центру мас своєї системи. то сигнали будуть не такими вже точними. трохи рідше. Саме це і помітили Вольцшан та Фрейл у 1992 році та відкрили три тіла планетної маси.

Але пульсар — нейтронна зірка. Нейтронна зірка відрізняється від звичайної зірки, як демократія від суверенної демократії.

Іноді вдається відкривати планети у нормальних зірок майже так само, як планети у пульсара — за вимірами збоїв наступу якихось подій.Часто зірки утворюють подвійні системи. У цьому випадку наявність планет призведе до відхилень в орбітальному русі зірок і, наприклад, затемнення однієї зірки іншої відбуватимуться частіше, рідше. Так вдалося виявити присутність уже кількох планет. Але це метод далеко ще не основний.

З 1980-х років астрономи почали намагатися шукати періодичний рух зірок навколо центрів їх систем, вимірюючи швидкість руху зірок. Справді, рухаючись навколо центру мас, зірка то трохи наближається до нас, то видаляється. Це можна виміряти, вивчаючи спектр зірки.

Саме таким способом у 1995 р. Майор і Кело відкрили першу екзопланету у нормальної зірки - 51 Пегаса b (51 Пегаса - це назва зірки, ви здогадалися, в якому сузір'ї вона знаходиться, а планети починають позначати з літери b, залишивши першу літеру алфавіту за зіркою). Цей метод називається "вимірювання варіації променевої швидкості", так як він передбачає вимірювання швидкості вздовж променя зору (проекцію швидкості: до нас або від нас). За 25 років цим методам було виявлено близько тисячі екзопланет.

Однак лідирує за кількістю відкритих екзопланет інший спосіб. Іноді, звертаючись навколо своєї зірки, планета проходить (на наш погляд) прямо перед нею, як кажуть — відбувається транзит планети, тобто на тлі яскравого зіркового диска виявляється темна планета. В результаті блиск зірки падає. Це ніби на абажур лампи села муха: світла поменшало, хоча помітити це й важко.

Важливо, що у випадку зірок це особливо важко зробити із Землі. Усі бачили, що зірки мерехтять. Це зазвичай відбувається через земної атмосфери. Тому виміряти блиск зірки з точністю до 0.01%, які потрібні для виявлення екзопланет, із Землі дуже нелегко.Тому для спостереження транзитів краще запускати телескопи в космос (а з поверхні або намагатися відкрити великі планети, або планети у найменших зірок, ну або просто вивчати транзити вже відомих планет — коли знаєш, коли і куди дивитися, то завдання стає простіше).

Першим спеціальним супутником для пошуку екзопланет у 2006 році став європейський CoRoT. Він відкрив кілька десятків об'єктів і поступився місцем американському «Кеплеру». чи супутник.

Є ще два менш відомих методи відкриття екзопланет. Один поки що майже не працює, але ми чекаємо від нього тисяч екзопланет буквально через кілька років завдяки результатам супутника Gaia. Поки всі спроби таких пошуків не призводили до успіху (точніше, зміщення зірок виявляли, але супутниками виявлялися не планети, а більш масивні тіла: слабкі зірки або бурі карлики) Однак супутник Gaia, який зараз літає, незабаром повинен виявити цим способом тисячі (!) екзопланет — публікація фінального каталогу за результатами місії запланована на початок 2020 року, а відкриттів варто чекати після обробки. даних.

Останній метод — мікролінзування — пов'язаний із Загальною теорією відносності. променів спотворюється поблизу тіл, то за цим спотворенням можна виявити їхню присутність.І хоча планети легші за зірки, вони теж світло спотворюють. Це вдалося виявити, і в такий спосіб відкрито вже багато десятків планет.

Новий метод дозволяє зрозуміти «де», а не «як» шукати екзопланети — це також важливо

Як ми переконалися, всі методи непрості та потребують тривалих спостережень. Можна, звичайно, направити телескоп на першу зірку, що попалася, і чекати, коли в нас накопичиться достатньо даних для того, щоб дізнатися, чи є в її системі планети чи ні. Але краще, звичайно, знати, де знайти планету найімовірніше.

Автори трьох статей у Nature Astronomy (1,2,3) запропонували новий метод вибору зірок для пошуку екзопланет. Сам пошук може проводитися старим добрим методом вимірювання варіації променевих швидкостей — важливо придумати, як правильно вибрати зірки.

Якщо планета крутиться далеко від зірки, зірка її впливає слабко. Але якщо планета підібралася ближче, то зірка планету з'їсть, і це буде помітно. Саме це й використали автори. Зірка нагріває планету, і вона починає «випаровуватися». Зірка виявляється оточеною «зайвим» газом, присутність якого можна знайти у діапазоні зірки. Значить, якщо заздалегідь провести масові вимірювання спектрів зірок, можна виявити об'єкти, навколо яких з великою ймовірністю повинні звертатися екзопланети. Причому орбіти планет мають бути досить близькими від зірки — і такі тіла простіше виявляти методом променевих швидкостей. Після того, як хороші кандидати виділені, можна розпочати трудомісткі виміри швидкостей цих зірок.

Екзопланети з нової роботи – дуже незвичайні світи

Автори виявили планети у трьох із досліджених ними зірок. Усі три випадки чимось та виділяються.Одна із зірок (її позначення DMPP-2) пульсує — це робить систему цікавою (планети таких зірок відкривають дуже рідко). Там виявлено планету з масою майже половину маси Юпітера. Орбітальний період планети – трохи більше 5 днів.

У другої зірки, DMPP-3, виявлено два супутники. Один з них — це планета в 2-3 рази важча за Землю, а другий — дуже-дуже-дуже легка зірка, прямо на межі початку термоядерних реакцій (що відповідає приблизно 8 відсоткам від маси Сонця). Планета розташовується поблизу яскравішої зірки, роблячи оборот приблизно за тиждень. А легка зірка є набагато далі. Мабуть, дія другої зірки підігнала планету так близько до яскравого світила, що її атмосфера почала активно випаровуватися, і тепер ми бачимо якийсь «огарок».

Нарешті, у третій системі виявлено одразу чотири планети. Три з них, мабуть, такі самі «негарки»; їх маси в кілька разів більші за земну. Четверта трохи масивніша, і за масою більше схожа на Нептун.

Подвійна система DMPP-3 вкрай незвичайна. З одного боку, астрономам відомо вже понад сотню планет у подвійних системах, але тут ми маємо справу з «неможливим випадком». Щоб сформувалися планети, потрібне місце, а тут друга зірка обертається на відстані лише трохи більшій, ніж відстань від Землі до Сонця. Крім того, орбіта зоряного супутника сильно витягнута, тобто в найближчій до масивнішої зірці точці орбіти (періастрі) компаньйон підходить на ще меншу відстань. Як тут створювати планети? Отже, ми бачимо систему не такою, якою вона була під час освіти. Орбіта планети мала сильно змінюватися під впливом другої зірки. Але навіть з огляду на це залишається загадкою, як вона взагалі змогла сформуватися в такій тісноті.

Планети системи DMPP-1 цікаві тим, що деякі з них можуть належати до так званих «хтонічним світам». Це ядра, що складаються з важких елементів (від вуглецю і важче), спочатку більш масивних планет. Зовнішні шари випарувалися, і залишилася лише центральна щільна частина небесного тіла. Ці планети перетнули так звану «пустелю Нептуна» — так називають особливість у розподілі планет за масами та періодами поводження: приблизно на масі Нептуна спостерігається нестача планет з орбітальними періодами менше кількох днів. Поясненням може бути саме випаровування зовнішніх частин, що призводить до зменшення маси та формування «хтонічних світів», які ми тепер, можливо, і спостерігаємо в DMPP-1.

Нова методика, запропонована авторами, робить ефективнішим пошук планет, розташованих на невеликих орбітах. Хоча, звичайно, ніякого життя там немає і бути не може, проте вивчення таких об'єктів важливе для розуміння того, як планети переміщуються по своїх системах. Крім того, коли зовнішні шари планет у таких системах випаровуються і впливають на спектр зірки, ми можемо сподіватися вивчити склад цієї скинутої речовини, що також цікаво. Загалом у екзопланет ще багато загадок, і будь-яка нова ефективна методика їх пошуку — тільки на користь. Тим більше, що тепер астрофізики хочуть не лише шукати нові планети, а й детальніше вивчати вже відомі.

Так, запущений у грудні європейський супутник Cheops спостерігатиме транзити планет, які вже відкриті за варіацією променевих швидкостей, з метою отримати про них додаткову інформацію. І тут нова методика може сильно допомогти: основною метою вивчення Cheops стануть саме близькі (від зірок) екзопланети, які можна знаходити новим методом.

Далі, як ми сподіваємося, полетить новий космічний телескоп JWST і запрацюють нові великі наземні телескопи (насамперед — E-ELT). Це дозволить не тільки розглянути безпосередньо більшу кількість екзопланет, але й дасть можливість вивчати їх спектри, діставшись, нарешті, планет розміром із Землю. Так ми можемо років через 10 отримати свідчення присутності кисню в атмосферах землеподібних планет у зонах проживання — тобто на такій відстані від зірки, на якій на поверхні планети може існувати рідка вода.

Наступне велике полювання на екзопланети розпочнеться у 2026 році, коли полетить європейський супутник PLATO. За кілька років спостережень він відкриє сотні тисяч екзопланет, включаючи землеподібні планети в зонах проживання зірок типу Сонця. До цього часу має закінчитися розробка космічних телескопів WFIRST і ARIEL, завдання яких входить детальне дослідження спектрів екзопланет. Тож екзопланетну астрономію чекає цікаве майбутнє.

Сергій Попов

ЕКЗОПЛАНЕТА

ЕКЗОПЛАНЕТА, планета, що знаходиться за межами Сонячної системи (грецька приставка "екзо" означає "поза", "зовні"); альтернативний термін – позасонячна планета (extra solar planet). Вперше такі планети виявили опосередковано в 1990-х роках через слабке «похитування» зірок, навколо яких вони звертаються. До середини 2001 року планетні системи були відкриті у 58 близьких до Сонця зірок і двох радіопульсарів, причому в деяких випадках виявлені системи з декількох планет, проте досі жодну з них не вдалося безпосередньо спостерігати і досліджувати. Точне вимірювання рухів зірки дозволяє оцінити маси найбільших членів її планетної системи та параметри їх орбіт.Не виключено, що деякі екзопланети не входять до навколозоряних систем, подібних до Сонячної системи, а рухаються в міжзоряному просторі самі по собі.

Оскільки найлегше виявляються найпотужніші екзопланети, що сильно розгойдують зірку, навколо якої вони звертаються, більшість із відкритих досі екзопланет виявилися масивнішими за Юпітер. Деякі за масою близькі до Сатурна, а окремих випадках – до Землі. Оскільки майже одночасно з відкриттям екзопланет астрономи виявили зіркоподібні об'єкти надмалої маси – коричневі карлики, – виникла потреба провести чітку межу між зірками та планетами. Зараз вважається загальноприйнятим, що планета – це об'єкт, в якому за всю історію реакції ядерного синтезу не відбуваються в жодному вигляді. Як показують розрахунки, при формуванні космічних об'єктів нормального (сонячного) хімічного складу з масою понад 13 мас Юпітера (Мю) наприкінці етапу їх гравітаційного стиснення температура в центрі досягає кількох мільйонів кельвінів, що призводить до розвитку термоядерної реакції за участю дейтерію – важкого ізотопу водню. , що найлегше вступає в реакцію ядерного синтезу. За менших мас об'єктів ядерні реакції в них не відбуваються. Тому масу 13 Мю вважають максимальною масою планети; об'єкти з масами від 13 до 70 Мю називають «коричневими карликами», а ще більш масивні – «зірками».

Методи пошуку екзопланет.

Планети – холодні тіла; самі вони не випромінюють світло, а лише відбивають промені свого сонця. Тому планету, розташовану далеко від зірки, практично неможливо виявити.Якщо ж вона рухається поблизу зірки і добре освітлена її променями, то для віддаленого спостерігача така планета невиразна через набагато яскравіший блиск самої зірки.

Пряме спостереження екзопланет.

Припустимо, що спостерігач знаходиться біля найближчої до нас зірки Альфа Кентавра і дивиться у бік Сонячної системи. Тоді наше Сонце сяятиме для нього так само яскраво, як зірка Вега на земному небі. А блиск планет виявиться дуже слабким: Юпітер буде «зірочкою» 23 зіркової величини, Венера – 24 величини, а Земля та Сатурн – 25 величини. Взагалі кажучи, найбільші сучасні телескопи могли помітити такі слабкі об'єкти, якби у небі поруч із не було яскравих зірок. Але для далекого спостерігача Сонце завжди розташоване поруч із планетами: для астронома з Альфи Кентавра кутова відстань Юпітера від Сонця не перевищує 4 кутових секунд, а між Венерою та Сонцем лише 0,5 кут. сек. Для сучасних телескопів помітити гранично слабке світило так близько від яскравої зірки – непосильне завдання. Астрономи зараз проектують прилади, які зможуть вирішити це завдання. Наприклад, зображення яскравої зірки можна закрити спеціальним екраном, щоб її світло не заважало вивчати планету, що знаходиться поруч. Такий прилад називають "зоряним коронографом"; за конструкцією він схожий на сонячний позазамінний коронограф Ліо. Інший метод передбачає «гасіння» світла зірки за рахунок ефекту інтерференції її світлових променів, зібраних двома або декількома розташованими телескопами поруч – так званим «зоряним інтерферометром».Оскільки зірка і розташована поряд з нею планета спостерігаються в різних напрямках, за допомогою зоряного інтерферометра (змінюючи відстань між телескопами або правильно вибираючи момент спостереження) можна досягти майже повного гасіння світла зірки і, одночасно, посилення світла планети. Обидва описані прилади – коронограф та інтерферометр – дуже чутливі до впливу земної атмосфери, тому для успішної роботи їх, мабуть, доведеться доставити на навколоземну орбіту.

Вимірювання яскравості зірки.

Існують непрямі методи виявлення екзопланет, засновані на спостереженні зірки, і натомість якої переміщається екзопланета. Наприклад, якщо Земля лежить у площині орбіти екзопланети, то іноді екзопланета повинна затьмарювати свою зірку. Якщо це зірка типу нашого Сонця, а екзопланета – типу нашого Юпітера, діаметр якого в 10 разів менший за сонячний, то в результаті такого затемнення яскравість зірки знизиться на 1%. Це можна побачити за допомогою телескопа. Головна труднощі в тому, що частка таких екзопланет, точно орієнтованих своєю орбітальною площиною на Землю, має бути невеликою. До того ж затемнення триває кілька годин, а інтервал між затемненнями – роки. Тим не менш, вже є попередні повідомлення, що такі затемнення спостерігалися.

Існує також досить екзотичний метод пошуку одиночних планет, що не обертаються навколо зірки, а вільно «дрейфують» у міжзоряному просторі. Таке тіло можна виявити за ефектом "гравітаційної лінзи", що виникає в той момент, коли невидима планета проходить на тлі далекої зірки.Своїм гравітаційним полем планета спотворює хід світлових променів, що йдуть від зірки до Землі; подібно до звичайної лінзи, вона концентрує світло і збільшує яскравість зірки для земного спостерігача. Це дуже трудомісткий метод опису екзопланет, що вимагає тривалого спостереження за яскравістю тисяч і навіть мільйонів зірок. Але автоматизація астрономічних спостережень дозволяє його використовувати.

Вимірювання положення зірки.

Найперспективнішими вважаються методи, у яких вимірюється рух зірки, викликане зверненням навколо неї планети. Як приклад знову розглянемо Сонячну систему. Найсильніше на Сонці впливає потужний Юпітер, у першому наближенні можна розглядати подвійну систему Сонце - Юпітер. Вони розділені відстанню 5,2 а. та звертаються з періодом близько 12 років навколо загального центру мас. Оскільки Сонце приблизно в 1000 масивніше за Юпітер, воно в стільки ж разів ближче до центру мас. Значить, Сонце з періодом близько 12 років звертається по колу радіусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а. (Це трохи більше радіусу самого Сонця). З відстані Альфи Кентавра (4,34 св. року = 275 000 а.е.) радіус цього кола видно під кутом 0,004 кут. сек. Це дуже маленький кут: під таким кутом нам бачиться товщина олівця з відстані 360 км. Але астрономи вміють вимірювати такі малі кути і тому вже кілька десятиліть ведуть спостереження за найближчими зірками в надії помітити їхнє періодичне «похитування», викликане присутністю планет. Поки що результати неоднозначні.

Вимірювання швидкості зірки.

Помітити періодичні коливання зірки можна як зі зміни її видимого становища на небі, а й у зміні відстані до неї. Знову розглянемо систему Юпітер - Сонце, що має відношення мас 1:1000.Оскільки Юпітер рухається орбітою зі швидкістю 13 км/с, швидкість руху Сонця з його власної невеликої орбіті навколо центру мас цієї системи становить V = 13 м/с. Для стороннього спостерігача, розташованого в площині орбіти Юпітера, Сонце з періодом близько 12 років наближається з такою швидкістю, то видаляється. Якщо промінь зору спостерігача і перпендикуляр до орбітальної площини планети становлять кут i, то амплітуда швидкості, що спостерігається, буде менше (V sin i). Чи можна побачити переміщення зірки з такою швидкістю? Зазвичай для вимірювання швидкостей зірок астрономи використовують ефект Доплера. Він проявляється в тому, що в спектрі зірки, що рухається щодо земного спостерігача, змінюються довжини хвилі всіх ліній: якщо зірка наближається до Землі, лінії зміщуються до синього кінця спектра, а якщо віддаляється – до червоного. До кінця 1980-х років точність виміру швидкості оптичної зірки цим методом була не більше 500 м/с. Але потім було розроблено принципово нові спектральні прилади, що дозволили підвищити точність до 10 м/с. Тоді й стало можливим відкриття екзопланет, визначення їх орбітальних параметрів і мас (з точністю до sin i, оскільки нахил орбітальної площини екзопланети в більшості випадків знайти неможливо).

По-суті, цей же метод використовують і радіоастрономи, які з високою точністю фіксують моменти приходу імпульсів від радіопульсарів і тим самим визначають періодичні усунення нейтронної зірки щодо Сонця. Це дозволяє виявляти невидимі об'єкти, що обертаються навколо радіопульсарів.

Історія відкриття екзопланет.

Астрометричний пошук.

Перші спроби виявити екзопланети пов'язані зі спостереженнями за становищем близьких зірок.У 1916 американський астроном Едуард Барнард (1857-1923) виявив, що слабка червона зірочка в сузір'ї Змієносця швидко переміщається по небу щодо інших зірок - на 10 кут. секунд на рік. Астрономи назвали її Летчою зіркою Барнарда. Хоча всі зірки хаотично переміщаються у просторі зі швидкостями 20-50 км/с, при спостереженні з великої відстані ці переміщення залишаються практично непомітними. Зірка Барнарда – дуже пересічний світило, тому виникла підозра, що причиною її «польоту» служить не особливо велика швидкість, а просто незвичайна близькість до нас. Справді, зірка Барнарда опинилася на другому місці від Сонця після системи Альфа Кентавра.

Маса зірки Барнарда майже в 7 разів менша за масу Сонця, тому вплив на неї сусідів-планет (якщо вони є) має бути досить помітним. Понад півстоліття, починаючи з 1938, вивчав рух цієї зірки американський астроном Пітер ван де Камп (1901–1995). Він виміряв її становище на тисячах фотопластинок і заявив, що у зірки виявляється хвилеподібна траєкторія з амплітудою погойдувань близько 0,02 кута. сек., отже навколо неї звертається невидимий супутник. З розрахунків П. ван де Кампа випливало, що маса супутника трохи більша за масу Юпітера, а радіус його орбіти 4,4 а. На початку 1960-х років це повідомлення облетіло весь світ. Не всі астрономи погодилися з висновками П. ван де Кампа. Продовжуючи спостереження та збільшуючи точність вимірювань, Дж.Гейтвуд (G.Gatewood) та його колеги до 1973 року з'ясували, що зірка Барнарда рухається рівно, без вагань, а значить масивних планет як супутники не має. Однак ці ж роботи принесли і нову знахідку: помічено зигзаги в русі п'ятої від Сонця зірки Лаланд-21185.Зараз отримані вагомі докази, що навколо цієї зірки звертаються дві планети: одна з періодом 30 років (маса 1,6 Мю, радіус орбіти 10 а.е.) та друга з періодом 6 років (0,9 Мю, 2,5 а. о.). е.). На підтвердження цього відкриття ведуться спостереження.

Планети біля нейтронних зірок.

Наприкінці 1980-х років кілька груп астрономів у різних країнах створили високоточні оптичні спектрометри та розпочали систематичні вимірювання швидкостей найближчих до Сонця зірок. Ця робота спеціально була націлена на пошук екзопланет і через кілька років справді увінчалася успіхом. Але першими відкрили екзопланету радіоастрономи, причому не одну, а одразу цілу планетну систему. Відбулося це в ході дослідження радіопульсарів - нейтронних зірок, що швидко обертаються, випромінюють строго періодичні радіоімпульси. Оскільки пульсари – надзвичайно стабільні джерела, радіоастрономи можуть виявляти рух зі швидкістю близько 1 див/с, отже, виявляти поруч із нею планети з масами у сотні разів менше, ніж в Юпітера.

Перше повідомлення в журналі Nature про відкриття планетної системи навколо пульсара PSR1829-10 (позначався також PSR1828-11 і PSR B1828-10, сучасне позначення PSR J1830-10) зробила в середині 1991 група радіоастрономів Манчестерського університету. Лін та С.Шемар), які спостерігають на радіотелескопі в Джодрелл-Бенк. Вони оголосили, що навколо нейтронної зірки, віддаленої від Сонця на 3,6 кпк, обертається планета в 10 разів масивніша за Землю по круговій орбіті з періодом 6 місяців. У 1994 році в неопублікованому повідомленні автори уточнили, що планет три: з масами 3, 12 і 8 земних і періодами, відповідно, 8, 16 і 33 місяці. Однак досі це відкриття не підтверджено незалежними дослідженнями, і тому залишається сумнівним.

Перше підтвердження відкриття позасонячної планети зробив польський радіоастроном Алекс Вольцжан (A.Wolszczan), який за допомогою 305-метрової антени в Аресібо вивчав радіопульсар PSR 1257+12, віддалений приблизно на 1000 св. років від Сонця і посилає імпульси через кожні 6,2 мс. У 1991 р. вчений помітив періодичну зміну частоти приходу імпульсів. Його американський колега Дейл Фрейл підтвердив це відкриття спостереження на іншому радіотелескопі. До 1993 виявилося присутність поруч із пульсаром PSR 1257+12 трьох планет із масами 0,2, 4,3 і 3,6 маси Землі, що звертаються з періодами 25, 67 і 98 діб. У 1996 з'явилося повідомлення про присутність у цій системі четвертої планети з масою Сатурна та періодом близько 170 років.

Та легкість, з якою планети знайшли в першого пульсара, надихнула радіоастрономів на аналіз сигналів та інших пульсарів (їх зараз відкрито понад 1000). Але пошук виявився майже безрезультатним: лише ще в одного далекого пульсара (PSR 1620-26) виявилася планета-гігант у кілька разів масивніша за Юпітера. Досі планетна система пульсара PSR 1257+12 демонструє нам єдиний приклад планет типу Землі поза Сонячної системи.

Вважається дуже дивним, що взагалі поруч із нейтронною зіркою виявилися маломасивні супутники. Народження нейтронної зірки має супроводжуватися вибухом наднової. У момент вибуху зірка скидає оболонку, з якою втрачає більшу частину своєї маси. Тому її залишок – нейтронна зірка-пульсар – не може своїм тяжінням утримати планети, які до вибуху швидко зверталися довкола масивної зірки. Можливо, що виявлені у пульсара планети сформувалися вже після вибуху наднової, але з чого і як – не зрозуміло.Поки що планетні системи нейтронних зірок через їх незрозуміле походження вважають чимось неповноцінним.

Успіх Доплера-ефекту: планети у нормальних зірок.

Першу «справжню» екзопланету виявили у 1995 році астрономи Женевської обсерваторії Мішель Майор (M.Mayor) та Дідьє Квелоц (D.Queloz), які побудували оптичний спектрометр, що визначає доплерівське зміщення ліній з точністю до 13 м/с. Цікаво, що американські астрономи під керівництвом Джеффрі Марсі (G.Marcy) створили подібний прилад раніше й у 1987 приступили до систематичного виміру швидкостей кількох сотень зірок; але їм пощастило зробити відкриття першими. У 1994 році Майор і Квелоц приступили до вимірювання швидкостей 142 зірок з-поміж найближчих до нас і за своїми характеристиками схожих на Сонце. Досить швидко вони виявили "похитування" зірки 51 у сузір'ї Пегаса, віддаленої від Сонця на 50 св. років. Коливання цієї зірки відбуваються з періодом 4,23 діб і, як зробили висновок астрономи, викликані впливом планети з масою 0,47 Мю (для неї вже запропоновано ім'я - Епікур).

Це дивовижне сусідство спантеличило вчених: зовсім поруч із зіркою, як дві краплі води схожої на Сонце, шалено мчить планета-гігант, оббігаючи її всього за чотири дні; відстань між ними у 20 разів менша, ніж від Землі до Сонця. Астрономи не одразу повірили у це відкриття. Адже виявлена ​​планета-гігант через її близькість до зірки має бути нагріта до 1000 К. Гарячий юпітер? Такого поєднання астрономи не очікували. Можливо, за коливання зірки було прийнято пульсацію її атмосфери? Однак подальші спостереження підтвердили відкриття планети у зірки 51 Пегаса. Потім з'явилися й інші системи, у яких планета-гігант звертається дуже близько до своєї зірки; термін «гарячий юпітер» міцно узвичаївся.

Пошуком екзопланет зараз зайнято понад 150 астрономів на різних обсерваторіях світу, включаючи найпродуктивнішу наукову групу Дж.Марсі та групу М.Майора. Для вироблення термінології та координації зусиль у цій галузі Міжнародний астрономічний союз (МАС) створив Робочу групу з позасонячних планет, першим керівником якої обрано американського астронома-теоретика Алана Боса (A.Boss). Запропоновано тимчасову термінологію, згідно з якою «планетою» слід називати тіло масою менше 13 Мю, що обертається навколо зірки сонячного типу; такі ж об'єкти, що вільно рухаються в міжзоряному просторі, слід називати «коричневими субкарликами» (sub-brown dwarfs). Нині цей термін вживається щодо кількох десятків гранично слабких об'єктів, знайдених у 2000–2001 у туманності Оріона і пов'язаних із зірками. Вони випромінюють в основному в інфрачервоному діапазоні і по масі, ймовірно, лежать у проміжку між коричневими карликами та планетами-гігантами. Нічого певного про них поки що сказати не можна.

Властивості виявлених екзопланет.

Кілька століть астрономи б'ються загадкою походження Сонячної системи. Головна проблема в тому, що нашу планетну систему досі не було з чим порівняти. Тепер ситуація змінилася: практично щомісяця астрономи відкривають нову екзопланету; поки це планети-гіганти, але невдовзі нові прилади дозволять виявляти і планети земного типу. Стане можливою класифікація та порівняльне вивчення планетних систем. Це значно полегшить відбір життєздатних гіпотез та побудову правильної теорії формування та ранньої еволюції планетних систем, у тому числі Сонячної системи.

Станом на 1 вересня 2001 року статистика досліджень екзопланет така:

пошук планет зроблено приблизно у 1000 зірок; це майже всі зірки на околиці 30 пк від Сонця;

у 58 зірок виявлено планетні системи, що містять від 1 до 3 планет, всього виявлено 68 екзопланет;

мінімальна маса екзопланети (M sin i), виявленої поруч із нормальною зіркою, дорівнює 0,15 Мю;

виявлені планетні системи у двох радіопульсарів, причому в одній із цих систем (PSR 1257+12) присутні планети земної маси;

запідозрені планети ще у дюжини зірок;

орбітальні періоди виявлених екзопланет лежать у діапазоні від 3 діб до 7 років, а великі півосі орбіт – від 0,04 до 3,7 а.

ексцентриситети орбіт екзопланет лежать у діапазоні від 0,0 до 0,93; при цьому орбіт з великим ексцентриситетом виявилося досить багато (на відміну від Сонячної системи, де великі планети рухаються майже круговими орбітами);

амплітуда коливань променевої швидкості зірки під впливом планети від 10 м/с (інструментальна межа) до 2 км/с;

найближчу екзопланету виявлено у зірки Епсілон Ерідана, на відстані 10 св. років від Сонця. Вона трохи менше Юпітера і звертається на відстані 3,3 а. від зірки трохи менш масивної та менш гарячої, ніж Сонце;

Тільки одному випадку (зірка HD 209458) Земля виявилася майже площині орбіти екзопланети (i = 85,2 град.). Тому астрономи систематично двічі на тиждень спостерігають проходження екзопланети перед зіркою, що викликають неглибокі (1,5%) затемнення. Це дозволило дуже точно встановити орбітальні та фізичні параметри планети та зірки. Зокрема, маючи масу 0,69 Мю, планета в 1,54 рази більша за Юпітер за розміром. Це не дивно, якщо врахувати, що вона звертається на відстані всього 0,045 а. від зірки, трохи масивнішої та яскравішої, ніж наше Сонце.У такому становищі планета має бути дуже гарячою і мати протяжну атмосферу.

Загалом виявлення перших позасонячних планетних систем стало одним із найбільших наукових досягнень 20 століття. Вирішено найважливішу проблему – Сонячна система не унікальна; формування планет поруч із зірками – це закономірний етап їхньої еволюції. У той же час стає ясно, що Сонячна система нетипова: її планети-гіганти, що рухаються круговими орбітами поза «зоною життя» (область помірних температур навколо Сонця), дозволяють тривалий час існувати в цій зоні планетам земного типу, одна з яких – Земля – має біосферу. Очевидно, інші планетні системи рідко мають цю якість.