Как найти новую планету

Как найти новую планету

Распространённость планетных систем в Млечном Пути в представлении художника[1].

Планеты, обращающиеся около других звёзд, являются источниками очень слабого света в сравнении с родительской звездой, поэтому прямое наблюдение и обнаружение экзопланет является довольно сложной задачей. Помимо значительной сложности обнаружения такого слабого источника света, возникает дополнительная проблема, связанная с тем, что яркость родительской звезды на много порядков превышает звёздную величину планеты, светящуюся отражённым от родительской звезды светом, и тем самым делает оптические наблюдения экзопланет сверхсложными для наблюдений. Из-за этого только около 5% от всех экзопланет, обнаруженных к ноябрю 2011 года, наблюдались прямым методом. Все остальные планеты найдены косвенными методами, заключающимися в обнаружении влияния планеты на окружающие тела[2].

Основные методы[править | править код]

Метод Доплера[править | править код]

Иллюстрация движения звезды под влиянием планеты

Метод Доплера (радиальных скоростей, лучевых скоростей) — метод обнаружения экзопланет, заключающийся в спектрометрическом измерении радиальной скорости звезды. Звезда, обладающая планетной системой, будет двигаться по своей собственной небольшой орбите в ответ на притяжение планеты. Это в свою очередь приведёт к изменению скорости, с которой звезда движется по направлению к Земле и от неё (то есть к изменению в радиальной скорости звезды по отношению к Земле). Такая радиальная скорость звезды может быть вычислена из смещения в спектральных линиях, вызванных эффектом Доплера[3].

Скорость звезды вокруг общего центра масс гораздо меньше, чем у планеты, поскольку радиус её орбиты очень мал. Тем не менее скорость звезды от 1 м/с и выше может определяться современными спектрометрами: HARPS (англ. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), установленном на телескопе ESO в обсерватории Ла-Силья или спектрометром HIRES на телескопе обсерватории Кека. Простой и недорогой метод для измерения радиальной скорости — это «внешне дисперсионная интерферометрия»[4].

Для достижения приемлемой точности измерений необходимо высокое отношение сигнал/шум, и поэтому метод лучевых скоростей, как правило, используется только для относительно близких звёзд (до 160 световых лет и 11 звездной величины). Метод Доплера позволяет легко находить массивные планеты вблизи своих звёзд. Планеты с сильно наклонёнными (относительно линии взгляда с Земли) орбитами производят меньшие колебания звезды в направлении Земли, и, поэтому их также сложнее обнаружить.

Один из основных недостатков метода лучевых скоростей — это возможность определения только минимальной массы планеты. Метод радиальных скоростей может использоваться как дополнительный способ проверки наличия планет при подтверждении открытий, сделанных при помощи транзитного метода. Также при совместном использовании обоих методов появляется возможность оценить истинную массу планеты.

Ныне метод близок к исчерпанию своих возможностей. Он мало пригоден для точного определения параметров многопланетных систем (особенно включающих в себя планеты малой массы или проявляющих сильные планетные взаимодействия) и систем звезд с активной фотосферой (в частности, красных и поздних оранжевых карликов), так как принимает активность звезды за планетные сигналы.

Метод периодических пульсаций[править | править код]

Планетная система пульсара PSR B1257+12 в представлении художника

Метод периодических пульсаций (тайминга пульсаций) — метод обнаружения экзопланет около пульсаров, основанный на выявлении изменений в регулярности импульсов. Пульсар — космический источник радио- (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Особенностью радиопульсаров является очень точное и регулярное излучение импульсов, зависящих от скорости вращения звезды. Собственное вращение пульсара изменяется чрезвычайно медленно, поэтому его можно считать постоянной величиной, и небольшие аномалии в периодичности его радиоимпульсов могут использоваться для отслеживания собственного движения пульсара. Поскольку у пульсара, обладающего планетной системой, будет наблюдаться небольшое движение по своей собственной орбите (аналогично обычной звезде), то расчёты, основанные на наблюдении периодичности импульсов, могут выявить параметры орбиты пульсара[3][5].

Этот метод изначально не предназначался для обнаружения планет, но его очень высокая точность определения движения пульсаров позволила задействовать в обнаружении планет. К примеру, метод позволяет обнаруживать планеты гораздо меньшей массы, чем любой другой способ — вплоть до 1/10 массы Земли. Он также способен обнаружить взаимные гравитационные возмущения между различными объектами планетной системы и тем самым получить дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбиты.

Основным недостатком метода является низкая распространённость пульсаров в Млечном Пути (на 2008 год известно около 1790 радиопульсаров) и поэтому маловероятно, что данным способом можно найти большое количество планет. Кроме того, жизнь, которую мы знаем, не смогла бы выжить на планете, вращающейся вокруг пульсара из-за очень интенсивного излучения.

В 1992 году Александр Вольщан и Дейл Фрейл использовали этот метод при обнаружении планеты около пульсара PSR 1257+12[6]. Их открытие было быстро подтверждено и стало первым подтверждением наличия планеты вне Солнечной системы.

Транзитный метод[править | править код]

Транзитный метод обнаружения экзопланет. График ниже показывает изменение кривой яркости звезды при транзите планеты.

Транзитный метод (метод транзитов) — метод поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения светимости звезды во время прохождения планеты перед её диском[3]. Этот фотометрический метод позволяет определить радиус планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию о массе планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая светимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты. К примеру, при транзите планеты HD 209458, звезда тускнеет на 1,7 %.

Транзитный метод имеет два основных недостатка. Во-первых, транзит наблюдается только у тех планет, орбита которых проходит по диску звезды. Вероятность расположения плоскости орбиты планеты непосредственно на линии прямой со звездой и наблюдателем с Земли является отношением диаметра звезды к диаметру орбиты планеты. То есть чем больше размер звезды и ближе к ней орбита планеты, тем больше вероятность того, что для наблюдателя с Земли планета будет проходить по диску звезды и эта вероятность уменьшается по мере увеличения орбиты планеты. Для планеты, вращающейся на расстоянии 1 а.е. вокруг звезды размером с Солнце, вероятность положения орбиты, обеспечивающей возможность наблюдения транзита, составляет 0,47 %. Таким образом, данный метод не позволяет ответить на вопрос о наличии планет у какой-либо конкретной звезды. Тем не менее, наблюдение больших участков неба, содержащих тысячи и даже сотни тысяч звёзд, позволяет найти значительное количество экзопланет[8]. За одинаковый промежуток времени транзитный метод позволяет найти гораздо больше планет по сравнению с методом радиальных скоростей. Вторым недостатком метода является высокий уровень ложных срабатываний, поэтому обнаруженные транзиты требуют дополнительного подтверждения (как правило, накоплением статистики и снимками родительской звезды с высоким разрешением для исключения фоновых двойных)[9].

Основное же преимущество транзитного метода заключается в возможности определения размера планеты исходя из кривой блеска звезды. Таким образом в сочетании с методом радиальных скоростей (позволяющим определить массу планеты) появляется возможность получения информации о физической структуре планеты и её плотности. К примеру, наиболее исследованными экзопланетами из всех известных являются те планеты, которые были изучены обоими методами[10].

Дополнительная возможность в исследовании транзитных планет — это изучение атмосферы планеты. Во время транзита свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты, поэтому изучая спектр этого света, можно обнаружить химические элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера также может быть обнаружена путём измерения поляризации света звезды при прохождении его через атмосферу или при отражении от атмосферы планеты.

Кроме того, вторичное затмение (когда планета блокируется своей звездой) позволяет проводить прямые измерения излучения планеты. Если фотометрическая интенсивность звезды во время вторичного затмения вычитается из её интенсивности до или после затмения, то остаётся только сигнал, относящейся к планете. Это даёт возможность измерения температуры планеты и даже обнаружения признаков наличия облаков на ней. В марте 2005 года две группы учёных на космическом телескопе Спитцер проводили измерения по этой методике. Команды из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики во главе с Дэвидом Шарбонно и Центра космических полётов Годдарда во главе с Демингом Л. Д. изучали планеты TrES-1 и HD 209458b, соответственно. Измерения показали, что температура планет составляет 1060 К (790 °C) для TrES-1 и около 1130 К (860 °C) для HD 209458b[11][12]. Однако, из-за возможного эксцентриситета, орбиты не всех транзитных планет расположены так, что у них происходит вторичные затмения. Планета HD 17156 b с вероятностью более 90 % является планетой такого типа.

В 2006 году французское космическое агентство запустило на орбиту Земли спутник COROT с целью поиска планетных транзитов. Космическое базирование спутника позволяет повысить точность из-за отсутствия атмосферных сцинтилляций. Приборы COROT позволяют обнаружить планеты «в несколько раз больше Земли» и в настоящее время результаты миссии оцениваются как: «лучше, чем ожидалось»[13]. На конец 2011 года спутником обнаружено 17 экзопланет.

В марте 2009 года НАСА запустило космический «телескоп Кеплер», который до мая 2013 года вёл непрерывное наблюдение за областью неба в созвездии Лебедя, содержащей около 150 000 звёзд. При этом точность измерения позволила «Кеплеру» обнаруживать планеты размером с Землю. Одной из задач телескопа являлось обнаружение планет размером с Землю в обитаемой зоне своей звезды. Помимо обнаружения землеподобных планет «Кеплер» предоставил учёным статистические данные о частоте таких планет вокруг солнцеподобных звёзд. В мае 2013 года из-за проблем со стабилизацией положения «Кеплер» завершил свою основную миссию.

Существуют также наземные проекты, например, проект MEarth.

Ныне транзитный метод является единственным методом обнаружения экзопланет с высокой достоверностью.

Метод вариации времени транзитов (TTV) и метод вариации продолжительности транзитов (TDV)[править | править код]

Если планета найдена транзитным методом, то отклонения в периодичности наблюдаемых транзитов позволяют обнаружить в системе дополнительные планеты[3]. При этом точность метода довольно высока и позволяет найти планеты размером с Землю[14][15][16]. Впервые нетранзитная планета с использованием TTV-метода (англ. Transit timing variation method) была обнаружена в результате анализа данных с телескопа Кеплер: изменение периодичности транзитов планеты Кеплер-19 b составляло около 5 минут с периодом в 300 дней, что свидетельствовало о наличии второй планеты, Kepler-19 c с периодом, являющимся почти рациональным кратным к периоду транзитный планеты[17][18].

TTV-метод основывается на определении времени начала транзита и выводе, происходит ли транзит планеты при строгой периодичности или же имеют место некие отклонения. TDV-метод (англ. Transit duration variation method) основан на вычислении длительности транзита. Изменение длительности транзита может быть вызвано наличием спутников у экзопланет[19].

Изменения орбитальной фазы отражённого света[править | править код]

У планет-гигантов, вращающихся вокруг своих звёзд, будут наблюдаться изменения фазы отражённого света (как у Луны), то есть они будут проходить через все фазы: от полного освещения до затмения и обратно. Поскольку современные телескопы не могут отделить планету от звезды, то они наблюдают их совместный свет, и, таким образом, яркость звезды, вероятно, будет периодически меняться[3]. Хотя этот эффект и невелик, однако фотометрическая точность, требуемая для обнаружения, примерно такая же, как для обнаружения планет размером с Землю при транзите у звезды солнечного типа. Таким способом можно обнаружить планеты размером с Юпитер используя космические телескопы (например, Кеплер). Этим методом можно найти множество планет, поскольку изменение орбитальной фазы отражённого света не зависит от наклонения орбиты планеты, и, таким образом, не требуется прохождение планеты перед диском звезды. Кроме того, функция фазы планеты-гиганта является также функцией её тепловых характеристик и атмосферы, если таковая имеется. Таким образом, кривая фазы может определять другие характеристики планеты[20].

Обоим телескопам (COROT’у[21] и Кеплеру[22]) удалось обнаружить и измерить свет, отражённый от планет, однако эти планеты уже были известны, так как проходят перед диском звезды. Первые планеты, обнаруженные данным методом — это кандидаты Кеплера: KOI 55.01 и 55.02[23].

Гравитационное микролинзирование[править | править код]

Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование возникает в том случае, когда гравитационное поле более близкой звезды увеличивает свет от далёкой звезды, действуя при этом как линза. Если при этом звезда переднего плана имеет планету, то собственное гравитационное поле планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования. Недостаток данного метода заключается в том, что эффект появляется только в том случае, когда две звезды точно выровнены вдоль прямой. Также проблемой является тот факт, что события линзирования коротки и длятся всего несколько дней или недель, поскольку дальняя звезда, ближняя звезда и Земля непрерывно движутся относительно друг друга. Однако, несмотря на это, учёные зафиксировали более тысячи таких событий в течение последних десяти лет. Этот метод является наиболее продуктивным для поиска планет, находящихся между Землёй и центром галактики, так как в галактическом центре находится большое количество фоновых звёзд.

В 1991 году астрономы Шуде Мао и Богдан Пачинский из Принстонского университета впервые предложили использовать гравитационное микролинзирования для поиска экзопланет, а успешность данной методики была подтверждена в 2002 году в ходе реализации проекта OGLE (англ. Optical Gravitational Lensing Experiment — эксперимент оптического гравитационного линзирования). В течение одного месяца учёные нашли несколько возможных планет, хотя ограничения в наблюдениях помешали их точному подтверждению. По состоянию на середину 2011 года с помощью микролинзирования было обнаружено 13 подтверждённых экзопланет[24].

Существенным недостатком данного метода является тот факт, что событие линзирования не может повториться, поскольку вероятность повторного выравнивания Земли и 2-х звёзд практически равна нулю. Кроме того, найденные планеты зачастую находятся на расстоянии нескольких тысяч световых лет, так что последующие наблюдения с использованием других методов, как правило, невозможны. Однако если непрерывно наблюдать достаточно большое количество фоновых звёзд, то метод, в конечном счёте, может помочь в определении распространённости в галактике планет, похожих на Землю.

Обнаружение событий линзирования, как правило, осуществляется с помощью сети автоматических телескопов. В дополнение к проекту OGLE, работу по совершенствованию этого подхода ведёт группа «Наблюдения микролинзирования в астрофизике» (англ. Microlensing Observations in Astrophysics). Проект PLANET (англ. Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet ещё более амбициозен. Он осуществляет почти непрерывный круглосуточный обзор неба с использованием всемирной сети телескопов и позволяет обнаружить вклад в событие микролинзирования планеты с массой, подобной Земле. Эта стратегия привела к обнаружению первой суперземли на широкой орбите (OGLE-2005-BLG-390L b)[24].

Прямое наблюдение[править | править код]

Прямое изображение звезды CVSO 30 и экзопланеты CVSO 30 c (точка слева), полученное на VLT

Планеты являются крайне слабыми источниками света в сравнении со звёздами, и незначительный свет, исходящий от них, очень сложно различить из-за высокой яркости родительской звезды. Поэтому, прямое обнаружение экзопланет очень трудная задача.

В июле 2004 года группа астрономов использовала телескоп VLT Европейской южной обсерватории в Чили для получения изображения объекта 2M1207 b — компаньона коричневого карлика 2M1207[25], а в декабре 2005 года, планетный статус компаньона был подтверждён[26]. Предполагается, что планета в несколько раз массивнее Юпитера и имеет радиус орбиты более 40 а.е. В сентябре 2008 года на расстоянии 330 а.е от звезды 1RXS J160929.1-210524 методом прямого наблюдения был запечатлён объект по размерам и массе сравнимый с планетой, а в 2010 году объект был подтверждён[27]. В 2007 году телескопами в обсерваториях Кека и Джемини была сфотографирована первая многопланетная система. У звезды HR 8799 учёные наблюдали три планеты с массами примерно в 10, 10 и 7 раз превышающей Юпитер[28][29]. А 13 ноября 2008 года было объявлено, что телескоп Хаббл наблюдал экзопланету с массой не более 3MJ у звезды Фомальгаут[30]. Обе системы окружены дисками, мало отличающимися от пояса Койпера. В ноябре 2009 года с использованием инструмента HiCIAO телескопа Субару удалось сфотографировать систему GJ 758 с коричневым карликом[31].

Вплоть до 2010 года телескопы могли получить изображение экзопланеты только в исключительных условиях. Проще всего было получить изображение в случае, когда планета довольно большая по размеру (значительно больше Юпитера), значительно удалена от своей родительской звезды и имеет высокую температуру, испуская инфракрасное излучение. Однако в 2010 году учёные из Лаборатории реактивного движения НАСА показали, что коронограф предоставляет хорошую возможность для непосредственного фотографирования планет[32]. Они получили изображение планеты HR 8799 (ранее уже сфотографированной), используя только 1,5-метровую часть телескопа Хейл. Ещё одним перспективным методом при фотографировании планет является обнуляющая интерферометрия[33].

Другие объекты, которые наблюдались напрямую (GQ Волка b, AB Живописца b и SCR 1845 b) скорее всего являются коричневыми карликами[34][35][36]. В 2018 году телескоп Субару сфотографировал молодую планету-гигант 2M0437 b массой 318 масс Земли, находящуюся в 400 св. годах от Солнца и обращающуюся на расстоянии 100 а.е. от материнской звезды, возраст которой оценивается в 2—5 млн лет, а масса — в 0,15—0,18 массы Солнца (красный карлик)[37].

В настоящее время ведутся проекты по оснащению телескопов инструментами с возможностью получения изображений планет: обсерватория Джемини (GPI), VLT (SPHERE) и телескоп Субару (HiCiao).

Другие возможные методы[править | править код]

Астрометрия[править | править код]

Астрометрический метод заключается в точном измерении положения звезды на небе и определении, как это положение меняется со временем. Если вокруг звезды вращается планета, то её гравитационное воздействие на звезду приведёт к тому, что сама звезда будет двигаться по маленькой круговой или эллиптической орбите. По сути, звезда и планета будут вращаться вокруг их взаимного центра масс (барицентра) и их движение будет описываться решением задачи двух тел, а поскольку звёзды гораздо массивнее планет, то радиус их орбиты очень мал и очень часто взаимный центр масс находится внутри большего тела[38]. Сложность при обнаружении планет астрометрическим методом связана с тем, что изменения положения звёзд настолько малы, а атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже самые лучшие наземные телескопы не могут выполнить достаточно точные измерения и все заявления о наличии планетарного компаньона, меньшего чем 1/10 массы Солнца, сделанные до 1996 года и обнаруженные с помощью этого метода, скорее всего, являются ложными.

Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является наибольшая чувствительность к обнаружению планет с большими орбитами, однако для этого требуется очень длительное время наблюдения — годы и, возможно, даже десятилетия, поскольку у планет, достаточно удалённых от своей звезды для обнаружения с помощью астрометрии, орбитальный период также занимает длительное время.

Астрометрия является старейшим методом поиска экзопланет и была популярна из-за успехов при описании астрометрическо-двойных систем. Считается, что астрометрия возникла в конце 18 века, и её основоположником был Уильям Гершель, заявивший, что на положение звезды 70 Змееносца влияет невидимый компаньон. Первое же формальное астрометрическое вычисление было выполнено У. С. Джейкобом в 1855 году для этой же звезды[39][40][41]. Первоначально астрометрические измерения выполнялись визуально и записывались вручную, но к концу 19-го века начали использоваться фотопластинки, что значительно повысило точность измерений, а также позволило накопить архив данных. Кульминацией циркулировавших на протяжении двух столетий заявлений об открытии невидимых компаньонов на орбите вокруг ближайших звёзд[39], стало заявление, сделанное в 1996 году Джорджем Гейтвудом, об открытии нескольких планет, вращающихся вокруг звезды Лаланд 21185[42][43]. Эта информация основывалась на анализе данных фотосьёмки за период 1930—1984 годов и данных о движении звезды с 1988 по 1996 год. Но ни одно из открытий не подтвердилось другими методами, и астрометрический метод приобрёл негативную репутацию[44]. Однако в 2002 году космический телескоп Хаббл достиг успеха в использовании астрометрии при описании ранее обнаруженной планеты около звезды Глизе 876[45], а в 2009 году было объявлено об открытии объекта у звезды Вольф 1055 методом астрометрии. Согласно расчётам планетный объект имел массу в 7 раз превышающую Юпитер и орбитальный период 270 дней[46][47], но недавние исследования методом Доплера исключили наличие объявленной планеты[48]
[49].

Будущие космические обсерватории (например, Gaia Европейского космического агентства) могут добиться успеха в обнаружении новых планет с помощью астрометрического метода, но на текущий момент есть только одна подтверждённая планета, найденная этим методом – HD 176051 b.

Периодичность затмения двойных звездных систем[править | править код]

Анимация показывает изменение светимости в двойных система типа Алголя

Если система двойных звёзд расположена так, что со стороны наблюдателя с Земли звёзды периодически проходят перед диском друг друга, то система называется «затменно-двойных звёзд». Момент времени минимальной светимости (когда более яркая звезда хотя бы частично закрывается диском второй звезды) называется первичным затмением. После прохождения звездой приблизительно половины орбиты происходит вторичное затмение (когда более яркая звезда закрывает какую-то часть своего компаньона). Эти моменты минимальной яркости (центрального затмения) представляют собой штамп времени в системе аналогично импульсам пульсара. Если вокруг двойной системы звёзд вращается планета, то звёзды под действием гравитации планеты будут смещаться относительно центра масс звёзд-планеты и двигаться по собственной небольшой орбите. Вследствие этого моменты минимумов затмений будут постоянно меняться: сначала запаздывать, потом происходить вовремя, затем раньше, потом вовремя, затем запаздывать, и т. д. Изучение периодичности этого смещения может являться самым надёжным методом обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг двойных систем[50][51][52].

Поляриметрия[править | править код]

Свет, испускаемый звёздами, является неполяризованным, то есть направление колебаний световой волны случайно. Однако, когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и поляризуются[53].

Анализ поляризации комбинированного света от планеты и звезды (примерно одна часть на миллион) может быть выполнен с очень высокой точностью, так как на поляриметрию не оказывает существенного воздействия нестабильность атмосферы Земли.

Астрономические приборы, используемые для поляриметрии (поляриметры), способны обнаруживать поляризованный свет и изолировать неполяризованное излучение. Группы ZIMPOL/CHEOPS[54] и PlanetPol[55] в настоящее время используют поляриметры для поиска экзопланет, но к текущему моменту с помощью этого метода планет не обнаружено.

Полярные сияния[править | править код]

Полярное сияние возникает при взаимодействии заряженных частиц с магнитосферой планеты и представляет собой свечение в верхних слоях атмосферы. Расчеты астрономов показывают, что многие экзопланеты испускают при этом достаточно мощные радиоволны, которые можно обнаружить наземными радиотелескопами с расстояния 150 св. лет. При этом экзопланеты могут быть достаточно удалены от своей звезды (как например Плутон в Солнечной системе)[56].

Обнаружение астероидов и пылевых дисков[править | править код]

Околозвёздные диски[править | править код]

Диски космической пыли (пылевые диски) окружают многие звёзды и могут быть обнаружены благодаря поглощения пылью обычного света и переизлучения его в инфракрасной области. Даже если общая масса частиц пыли меньше массы Земли, они могут занимать достаточно большую площадь и затмевать родительскую звезду в инфракрасном диапазоне[57].

Наблюдение пылевых дисков способен вести космический телескоп Хаббл с помощью инструмента NICMOS (камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр), однако к настоящему времени наилучшие изображения были получены с помощью космических телескопов Спитцер и Гершель, которые способны вести наблюдение гораздо глубже в инфракрасной области спектра, чем Хаббл. В общей сложности диски пыли были обнаружены вокруг более 15 % ближайших солнцеподобных звёзд[58].

Считается, что пыль образуется из-за столкновений комет и астероидов, и давление света звезды выталкивает частицы пыли в межзвёздное пространство за относительно короткий период времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянные столкновения в системе и даёт достоверные косвенные доказательства наличия малых тел (комет и астероидов), вращающихся вокруг родительской звезды[58]. Например, пылевой диск вокруг звезды Тау Кита показывает, что звезда имеет объекты, аналогичные тем, что находятся в поясе Койпера, но при этом диск в десять раз толще[57].

Определённые характеристики пылевых дисков указывают на наличие большой планеты. Например, некоторые диски имеют центральную полость, которая может быть вызвана наличием планеты, «вычистившей» пыль внутри её орбиты. Другие диски содержат сгустки, наличие которых может быть вызвано гравитационным влиянием планеты. Оба этих признака присутствуют в пылевом диске вокруг звезды Эпсилон Эридана, что предполагает присутствие планеты с радиусом орбиты около 40 а.е. (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной с помощью метода лучевых скоростей)[59]. Эти виды взаимодействия планеты с диском могут быть численно смоделированы с использованием метода «collisional grooming»[60].

Загрязнение звёздной атмосферы[править | править код]

Спектральный анализ атмосферы белых карликов, сделанный с помощью космического телескопа Спитцер выявил их загрязнение тяжёлыми элементами (магнием и кальцием). Эти элементы не могут вырабатываться в ядре звезды, и вполне возможно, что загрязнение происходит из-за астероидов, оказавшихся слишком близко (за пределом Роша) к звезде вследствие гравитационного взаимодействия с большими планетами и в итоге разорванных приливными силами звезды. Данные с телескопа Спитцер показывают, что около 1-3 % белых карликов имеют подобное загрязнение[61].

Будущие проекты[править | править код]

Концепция телескопа ATLAST с 8-м монолитным зеркалом.

В будущем планируются несколько космических миссий, которые будут использовать уже проверенные методы обнаружения планет. Измерения, сделанные в космосе, потенциально более точны, поскольку там отсутствует искажающее влияние атмосферы и существует возможность изучения объектов в инфракрасном диапазоне, не проникающем сквозь атмосферу. Некоторые из планируемых космических аппаратов будут иметь возможность обнаруживать планеты, подобные Земле.

Проект НАСА Space Interferometry Mission предполагал использование астрометрии, но в настоящее время он отменён. Он, возможно, смог бы обнаружить планеты земного типа около нескольких ближайших звёзд. Проекты «Дарвин» Европейского космического агентства и Terrestrial Planet Finder НАСА[62] рассчитаны на получение непосредственных изображений планет, однако они приостановлены и не планируются к реализации в ближайшей перспективе. В рамках миссии New Worlds Mission предполагается запустить в космос специальный аппарат, предназначенный для блокирования света звёзд, что позволит наблюдать планеты вокруг других звёзд, но в настоящее время статус данного проекта остаётся неясным.

Строящиеся наземные телескопы 30-метрового класса способны обнаруживать экзопланеты и даже фотографировать их. Европейская южная обсерватория недавно приступила к постройке Европейского чрезвычайно большого телескопа в Чили с диаметром зеркала 39,3 метра. Наличие коронографа, а также адаптивной оптики скорее всего позволит получить изображение планет размером с Землю около ближайших звёзд.

Институт исследований космоса с помощью космического телескопа предлагает проект большого космического телескопа ATLAST, одной из целей которого является обнаружение и получение изображения планет около ближайших звёзд. В зависимости от окончательной концепции телескопа, которая будет принята позднее, ATLAST сможет также охарактеризовать атмосферы планет и даже обнаружить возможные изменения в покрывающей континенты растительности.

Проект Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) представляет собой космический спутник, который будет отслеживать наиболее яркие и ближайшие к Земле звёзды (около 500 000 штук) с целью обнаружения каменистых планет посредством транзитного метода. TESS сможет найти ближайшие к Земле транзитные каменистые планеты, находящиеся в обитаемой зоне своей звезды. Этот проект разрабатывается Массачусетским технологическим университетом и Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Запуск TESS на орбиту Земли запланирован на март 2018 года.

См. также[править | править код]

  • Звезда
  • Экстремально большие телескопы

Примечания[править | править код]

  1. ↑ Planet Population is Plentiful. Архивировано 13 января 2012 года. Дата обращения: 13 января 2012.
  2. ↑ Interactive Extra-solar Planets Catalog. Энциклопедия внесолнечных планет (10 сентября 2011). Дата обращения: 27 февраля 2012. Архивировано 13 сентября 2012 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Роман Фишман. Калейдоскоп миров. Как ищут экзопланеты // Популярная механика. — 2018. — № 1. — С. 36 — 37.
  4. ↑ * Externally Dispersed Interferometry. SpectralFringe.org. LLNL/SSL (июнь 2006). Дата обращения: 6 декабря 2009. Архивировано 13 сентября 2012 года.
    • D.J. Erskine, J. Edelstein, D. Harbeck and J. Lloyd. Externally Dispersed Interferometry for Planetary Studies // Proceedings of SPIE: Techniques and Instrumentation for Detection of Exoplanets II (англ.) / Daniel R. Coulter. — 2005. — Vol. 5905. — P. 249—260.

  5. ↑ The Search for Extrasolar Planets. — Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London, 2009. — 13 октября.
  6. ↑ A. Wolszczan and D. A. Frail. A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12 (англ.) : journal. — Nature 355 p. 145-147, 1992. — 9 January.
  7. ↑ Kepler’s photometry. Дата обращения: 27 февраля 2012. Архивировано 1 июля 2012 года.
  8. ↑ Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2005. — Vol. 360, no. 2. — P. 703—717. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x. — Bibcode: 2005MNRAS.360..703H. — arXiv:astro-ph/0501269.
  9. ↑ O’Donovan ; Charbonneau, David; Torres, Guillermo; Mandushev, Georgi; Dunham, Edward W.; Latham, David W.; Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Esquerdo, Gilbert A. et al. Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 644, no. 2. — P. 1237—1245. — doi:10.1086/503740. — Bibcode: 2006ApJ…644.1237O. — arXiv:astro-ph/0603005.
  10. ↑ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). “When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars”. Protostars and Planets V. University of Arizona Press. arXiv:astro-ph/0603376.
  11. ↑ Charbonneau ; Allen, Lori E.; Megeath, S. Thomas; Torres, Guillermo; Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Gilliland, Ronald L.; Latham, David W.; Mandushev, Georgi et al. Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 626, no. 1. — P. 523—529. — doi:10.1086/429991. — Bibcode: 2005ApJ…626..523C. — arXiv:astro-ph/0503457.
  12. ↑ Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. Infrared radiation from an extrasolar planet (англ.) // Nature. — 2005. — Vol. 434, no. 7034. — P. 740—743. — doi:10.1038/nature03507. — Bibcode: 2005Natur.434..740D. — arXiv:astro-ph/0503554. — PMID 15785769. Архивировано 27 сентября 2006 года.
  13. ↑ «COROT surprises a year after launch», ESA press release 20 December 2007 Архивная копия от 16 мая 2012 на Wayback Machine
  14. ↑ Miralda-Escude. Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 564, no. 2. — P. 1019. — doi:10.1086/324279. — Bibcode: 2002ApJ…564.1019M. — arXiv:astro-ph/0104034.
  15. ↑ Holman; Murray. The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth (англ.) // Science :-,2005 : journal. — 2004. — Vol. 307, no. 1291. — doi:10.1106/science.1107822. — arXiv:astro-ph/0412028.
  16. ↑ Agol; Sari; Steffen; Clarkson. On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2004. — Vol. 359, no. 2. — P. 567—579. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x. — Bibcode: 2005MNRAS.359..567A. — arXiv:astro-ph/0412032.
  17. ↑ Invisible World Discovered Архивная копия от 1 апреля 2017 на Wayback Machine, NASA Kepler News, 8 September 2011
  18. ↑ Ballard; et. al.; Francois Fressin; David Charbonneau; Jean-Michel Desert; Guillermo Torres; Geoffrey Marcy; Burke; et al. (2011), The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations, arΧiv:1109.1561 [astro-ph.EP].
  19. ↑ Nascimbeni; Piotto; Bedin & Damasso (2010), TASTE: The Asiago Survey for Timing transit variations of Exoplanets, arΧiv:1009.5905 [astro-ph.EP].
  20. ↑ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle. Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — 20 September (vol. 1, no. 595). — P. 429—445. — doi:10.1086/377165. — Bibcode: 2003ApJ…595..429J. — arXiv:astro-ph/0305473.
  21. ↑ Snellen, I.A.G. and De Mooij, E.J.W. and Albrecht, S. The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b (англ.) // Nature. — Nature Publishing Group, 2009. — Vol. 459, no. 7246. — P. 543——545. — doi:10.1038/nature08045. — Bibcode: 2009Natur.459..543S. Preprint from arxiv. Архивная копия от 7 марта 2021 на Wayback Machine
  22. ↑ Borucki, W.J. et al. Kepler’s Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b (англ.) // Science : journal. — 2009. — Vol. 325, no. 5941. — P. 709. — doi:10.1126/science.1178312. — Bibcode: 2009Sci…325..709B. — PMID 19661420.
  23. ↑ Charpinet, S. and Fontaine, G. and Brassard, P. and Green, EM and Van Grootel, V. and Randall, SK and Silvotti, R. and Baran, AS and Østensen, RH and Kawaler, SD and others. A compact system of small planets around a former red-giant star, Nature Publishing Group, С. 496–499. Архивировано 23 марта 2014 года. Дата обращения: 9 марта 2012.
  24. ↑ 1 2 J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski. Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing (англ.) // Nature : journal. — 2006. — Vol. 439, no. 7075. — P. 437—440. — doi:10.1038/nature04441. — Bibcode: 2006Natur.439..437B. — arXiv:astro-ph/0601563. — PMID 16437108.
  25. ↑ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance. A giant planet candidate near a young brown dwarf (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2004. — Vol. 425, no. 2. — P. L29 — L32. — doi:10.1051/0004-6361:200400056. — Bibcode: 2004A&A…425L..29C. — arXiv:astro-ph/0409323.
  26. ↑ Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release). ESO website (30 апреля 2005). Дата обращения: 9 июля 2010. Архивировано 13 сентября 2012 года.
  27. ↑ Astronomers verify directly imaged planet. Дата обращения: 30 июня 2010. Архивировано из оригинала 30 июня 2010 года.
  28. ↑ Marois, Christian; et al. Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 (англ.) // Science : journal. — 2008. — November (vol. 322, no. 5906). — P. 1348—1352. — doi:10.1126/science.1166585. — Bibcode: 2008Sci…322.1348M. — PMID 19008415. (Preprint at exoplanet.eu Архивная копия от 17 декабря 2008 на Wayback Machine)
  29. ↑ W. M. Keck Observatory (13 октября 2008). Astronomers capture first image of newly-discovered solar system. Пресс-релиз. Архивировано из первоисточника 26 ноября 2013. Проверено 2008-10-13.
  30. ↑ Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star. Дата обращения: 13 ноября 2008. Архивировано 13 сентября 2012 года.
  31. ↑ Thalmann, Christian; Joseph Carson; Markus Janson; Miwa Goto; Michael McElwain; Sebastian Egner; Markus Feldt; Jun Hashimoto; et al. (2009), Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star, arΧiv:0911.1127v1 [astro-ph.EP].
  32. ↑ New method could image Earth-like planets. Дата обращения: 13 марта 2012. Архивировано 9 января 2014 года.
  33. ↑ Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up. Дата обращения: 13 марта 2012. Архивировано 21 октября 2011 года.
  34. ↑ R. Neuhauser; E. W. Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; A. Bedalov; P.H. Hauschildt. Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 435, no. 1. — P. L13 — L16. — doi:10.1051/0004-6361:200500104. — Bibcode: 2005A&A…435L..13N. — arXiv:astro-ph/0503691.
  35. ↑ Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet? (недоступная ссылка — история). ESO Website (7 апреля 2005). Дата обращения: 4 июля 2006. Архивировано 13 сентября 2012 года.
  36. ↑ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker. Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 453, no. 2. — P. 609—614. — doi:10.1051/0004-6361:20054475. — Bibcode: 2006A&A…453..609J. — arXiv:astro-ph/0603228.
  37. ↑ Infant planet discovered by UH-led team using Maunakea telescopes Архивная копия от 23 октября 2021 на Wayback Machine, 22-Oct-2021
  38. ↑ Alexander, Amir Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting. The Planetary Society. Дата обращения: 10 сентября 2006. Архивировано 8 марта 2006 года.
  39. ↑ 1 2 See, Thomas Jefferson Jackson[en]. Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1896. — Vol. 16. — P. 17. — doi:10.1086/102368. — Bibcode: 1896AJ…..16…17S.
  40. ↑ Sherrill, Thomas J. A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See (англ.) // Journal for the history of astronomy : journal. — 1999. — Vol. 30.
  41. ↑ Heintz, W.D. The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada[en]. — 1988. — Июнь (т. 82, № 3). — С. 140. — Bibcode: 1988JRASC..82..140H.
  42. ↑ Gatewood, G. Lalande 21185 (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society[en] : journal. — American Astronomical Society, 188th AAS Meeting, #40.11;, 1996. — May (vol. 28). — P. 885. — Bibcode: 1996AAS…188.4011G.
  43. ↑ John Wilford. Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood, The New York Times (12 июня 1996), С. 1. Архивировано 24 марта 2021 года. Дата обращения: 29 мая 2009.
  44. ↑ Alan Boss. The Crowded Universe. — Basic Books, 2009. — ISBN 0465009360.
  45. ↑ Benedict ; McArthur, B. E.; Forveille, T.; Delfosse, X.; Nelan, E.; Butler, R. P.; Spiesman, W.; Marcy, G.; Goldman, B. et al. A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 581, no. 2. — P. L115—L118. — doi:10.1086/346073. — Bibcode: 2002ApJ…581L.115B. — arXiv:astro-ph/0212101.
  46. ↑ Pravdo, Steven H.; Shaklan, Stuart B. An Ultracool Star’s Candidate Planet (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 700. — P. 623. — doi:10.1088/0004-637X/700/1/623. — Bibcode: 2009ApJ…700..623P. Архивировано 4 июня 2009 года. Архивированная копия. Дата обращения: 17 марта 2012. Архивировано из оригинала 4 июня 2009 года.
  47. ↑ First find Planet-hunting method succeeds at last. PlanetQuest (28 мая 2009). Дата обращения: 29 мая 2009. Архивировано из оригинала 4 сентября 2009 года.
  48. ↑ Bean et al., J. et al.; Andreas Seifahrt; Henrik Hartman; Hampus Nilsson; Ansgar Reiners; Stefan Dreizler; Henry & Guenter Wiedemann (2009), The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist, arΧiv:0912.0003v2 [astro-ph.EP].
  49. ↑ Anglada-Escude, G. el al.; Shkolnik; Weinberger; Thompson; Osip & Debes (2010), Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy, arΧiv:1001.0043v2 [astro-ph.EP].
  50. ↑ Doyle, Laurance R.; Deeg; Hans-Jorg Deeg. Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons (англ.) // Bioastronomy : journal. — 2002. — Vol. 7. — P. 80. — Bibcode: 2004IAUS..213…80D. — arXiv:astro-ph/0306087. «Bioastronomy 2002: Life Among the Stars» IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California, 80-84.
  51. ↑ Deeg, Hans-Jorg; Doyle; Kozhevnikov; Blue; Martín; Schneider; Laurance R. Doyle, V.P. Kozhevnikov, J Ellen Blue, L. Rottler, and J. Schneider. A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2000. — Vol. 358, no. 358. — P. L5—L8. — Bibcode: 2000A&A…358L…5D. — arXiv:astro-ph/0003391.
  52. ↑ Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, J.M. Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, R. P.S. Stone, J.E. Blue, H. Götzger, B, Friedman, and M.F. Doyle (1998). «Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass companions around small eclipsing binary systems» Архивная копия от 21 октября 2007 на Wayback Machine. Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, A.S.P. Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R. Rebolo, E. L. Martin, and M.R.Z. Osorio (eds.), A.S.P. Conference Series 134, San Francisco, California, 224—231.
  53. ↑ Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M. et al. Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry (англ.) // Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200 : journal. — 2006. — Vol. 1, no. C200. — P. 165—170. — doi:10.1017/S1743921306009252. — Bibcode: 2006dies.conf..165S.
  54. ↑ Schmid, H. M.; Gisler, D.; Joos, F. ; Gisler; Joos; Povel; Stenflo; Feldt; Lenzen; Brandner; Tinbergen et al. ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets (англ.) // Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series : journal. — 2004. — Vol. 343. — P. 89. — Bibcode: 2005ASPC..343…89S.
  55. ↑ Hough, J. H.; Lucas, P. W.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; Hirst, E.; Harrison, D.; Bartholomew-Biggs, M. PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 2006. — Vol. 118, no. 847. — P. 1305—1321. — doi:10.1086/507955. — Bibcode: 2006PASP..118.1305H.
  56. ↑ Астрономы предложили искать планеты по полярному сиянию (19 апреля 2011). Дата обращения: 18 марта 2012. Архивировано 23 августа 2011 года.
  57. ↑ 1 2
    J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent. The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2004. — Vol. 351, no. 3. — P. L54 — L58. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. — Bibcode: 2004MNRAS.351L..54G.
  58. ↑ 1 2 Greaves, J.S.; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2003). “Submillimetre Images of the Closest Debris Disks”. Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Astronomical Society of the Pacific. pp. 239—244.
  59. ↑ Greaves ; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R. et al. Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 619, no. 2. — P. L187—L190. — doi:10.1086/428348. — Bibcode: 2005ApJ…619L.187G.
  60. ↑ Stark, C. C; Kuchner, M. J. A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — doi:10.1088/0004-637X/707/1/543. — Bibcode: 2009ApJ…707..543S. — arXiv:0909.2227.
  61. ↑ Thompson, Andrea Dead Stars Once Hosted Solar Systems. SPACE.com (20 апреля 2009). Дата обращения: 21 апреля 2009. Архивировано 13 сентября 2012 года.
  62. ↑ Архивированная копия. Дата обращения: 1 октября 2006. Архивировано из оригинала 1 октября 2006 года.

Литература[править | править код]

  • Jason T. Wright, B. Scott Gaudi. Exoplanet Detection Methods (англ.). — 2012. — arXiv:1210.2471.
  • Debra A. Fischer et al. Exoplanet Detection Techniques (англ.). — 2015. — arXiv:1505.06869.

Ссылки[править | править код]

  • Кривые транзитных экзопланет
Источник

Немного о Солнечной системе

Современное определение слова “планета”, данное международным астрономическим союзом (МАС) содержит три пункта. Планета — это небесное тело, которое:

  1. Обращается по орбите вокруг Солнца.
  2. Имеет достаточную массу, чтобы под действием собственной гравитации прийти в состояние гидростатического равновесия.
  3. Расчищает окрестности своей орбиты от иных объектов. 

В Солнечной системе под это определение подошли восемь объектов: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Our Solar System: Scale Comparison

Самые большие тела Солнечной системы в масштабе

Первые четыре планеты — маленькие и каменистые, затем идут два огромных газовых гиганта, затем — два ледяных гиганта. При этом орбиты всех планет являются практически круговыми и лежат близко к одной плоскости (наиболее сильно выделяется Меркурий: наклонение орбиты составляет 7 градусов, а эксцентриситет (так учёные называют отличие любого конического сечения, например эллипса, от правильной окружности) равен 0,2.

Орбиты тел Солнечной системы в масштабе

Такое устройство планетной системы привычно для нас. Но это вовсе не значит, что именно таким образом должны быть устроены все планетные системы во Вселенной или хотя бы в нашей Галактике. Более того, чем дальше продвигаются исследования других планетных систем, тем яснее становится, что природное разнообразие планет гораздо богаче, чем можно вообразить.

Первые открытия

Таким образом, экзопланеты (от др.-греч. ἔξω — “вне, снаружи”) — это любые планеты, обращающиеся вокруг других звёзд. Сейчас их открывают практически каждый день. На 11 августа 2016 года общее число открытых экзопланет составило 3496 (и ещё несколько тысяч кандидатов ждут подтверждения). И это — только начало большого пути исследования внесолнечных систем.

Рост числа открытых экзопланет

Когда и кем была открыта первая экзопланета, утверждать сложно: дело в том, что многие заявления об открытии экзопланет не подтверждались. При этом в 1988 году появилась работа, в которой исследователи указывали на возможность существования у двойной звезды Гамма Цефея третьего звёздного компонента. Но, как выяснилось через 15 лет, Кэмпбелл и его соавторы открыли вовсе не звезду, а экзопланету. По современным оценкам, масса этой планеты лежит в интервале от 4 до 18 масс Юпитера и обращается она вокруг звезды Гамма Цефея А (звезды Альраи) за 903 дня (период обращения Юпитера в Солнечной системе почти в пять раз больше). Новая планета получила в 2003 году имя Гамма Цефея А b — в соответствии с правилами названия экзопланет (к имени звезды приписывается буква латинского алфавита, начиная с b). Звезда Гамма Цефея имеет звёздную величину 3,2m и видна на небе землянам даже невооружённым глазом.

Созвездие Цефея (Cepheus). Синей стрелкой выделена звезда Гамма Цефея

Что же увидели исследователи в этой области неба? Как они могли перепутать звезду и планету? Дело в том, что большинство экзопланет открыто с помощью косвенных методов: из почти трёх с половиной тысяч открытых экзопланет астрономы видели свет лишь нескольких десятков. Найти такие объекты и оценить их параметры, не видя напрямую, возможно, лишь измеряя влияние экзопланеты на звезду, вокруг которой она обращается. Кемпбелл и его соавторы открыли экзопланету Гамма Цефея А b одним из косвенных методов — методом лучевых скоростей.

Что такое метод лучевых скоростей?

Представьте, что вы смотрите на машину, которая уезжает от вас. Расстояние между вами всё время увеличивается, значит, её лучевая скорость относительно вас — положительна. Если машина едет к вам и расстояние между вами уменьшается, лучевая скорость — отрицательна. В том случае, если машина кружит вокруг вас, не приближаясь и не удаляясь, её лучевая скорость равна нулю. Более формальное определение лучевой (радиальной) скорости можно найти здесь. 

А теперь послушайте, что происходит с гудком машины, когда она приближается к вам и удаляется от вас:

Эффект Доплера при движении автомобиля

Сначала, когда скорость машины мала, мы слышим “настоящий” звук гудка. По мере нарастания скорости автомобиля звук издаваемого сигнала постепенно повышается. При этом, как только машина начинает удаляться от нас, мы слышим понижение частоты гудка. Этот эффект изменения частоты сигнала в зависимости от лучевой скорости называется эффектом Доплера.

Да-да, это тот самый “полосатый” эффект, ведь он применим к любым волнам, не только к звуку, но и к видимому свету. Например, если жёлтый фонарик быстро летит на вас, он будет казаться зелёным, если от вас — то красным.

Каким же образом эффект Доплера применим к экзопланетным системам? Рассмотрим два тела — звезду и планету. На первый взгляд может показаться, что планета обращается вокруг звезды, а звезда стоит на месте. Но на самом деле звезда тоже обращается, с тем же периодом, что и планета, описывая при этом маленький кружок вокруг центра масс системы. И если при этом система располагается по отношению к вам так, что лучевая скорость звезды для вас в некоторые моменты времени отлична от нуля, вы можете заметить эффект Доплера в такой системе и заподозрить, что вокруг звезды обращается массивное тело. Например, лучевая скорость звезды Гамма Цефея А колеблется от –27,5 м/c до +27,5 м/c из-за обращающейся вокруг неё экзопланеты.

Таким образом, когда исследователи заявляют об открытии звезды методом лучевых скоростей, они не “видят” экзопланету, что называется, своими глазами, но измеряют её влияние на звезду. Причём модуль лучевой скорости звезды будет тем больше, чем:

  • массивнее планета;
  • легче звезда;
  • меньше расстояние между звездой и планетой;
  • меньше наклон плоскости орбиты системы к нашему лучу зрения. 

Аналогичная ситуация возникает и тогда, когда планеты открывают самым эффективным методом на сегодняшний день — транзитным.

Открыть планету транзитом

Метод транзитов (прохождений по диску) заключается в измерении изменения потока излучения (проще говоря — светимости), приходящего от звезды. Даже невооружённым глазом можно наблюдать транзит, правда, в пределах Солнечной системы. Прохождение по диску Солнца таких тел, как Луна, Венера или Меркурий, — классический пример такого явления.

Транзит Венеры по диску Солнца, наблюдаемое падение блеска

Для обнаружения планеты методом транзитов необходимо, чтобы:

  • орбита системы лежала в плоскости луча зрения наблюдателя;
  • система имела период меньше, чем время наблюдения. 

При этом чем меньше различие в размерах планеты и звезды, тем проще зафиксировать транзит в такой системе.

Большую часть планет, открытых транзитным методом, составляют объекты, снятые космическим телескопом “Кеплер”. В данный момент около четырёх тысяч кандидатов в экзопланеты, обнаруженные этим телескопом, ожидают своего окончательного подтверждения. И все эти планеты находятся лишь в маленькой области неба, в которую направлен этот телескоп.

Поле зрения телескопа “Кеплер”

Первая планета, транзит которой удалось наблюдать в 2005 году, была открыта ещё в 1999 году методом лучевых скоростей. Она получила имя HD 209458 b, но из-за особенной популярности у учёных ей дали также собственное имя — Осирис. Эта планета делает один оборот вокруг своей звезды солнечного типа всего за 3,5 дня и имеет радиус в 1,4 раза больше, чем Юпитер в Солнечной системе. Масса планеты (0,7 массы Юпитера) была определена методом лучевых скоростей — Осирис вызывает колебания лучевой скорости своей звезды от -84 м/c до +84 м/c.

Такие планеты, как Осирис, относятся к типу “горячих юпитеров”. Они близки по массе к Юпитеру, но обращаются на очень близких орбитах к своим звёздам и, следовательно, сильно разогреты. И хотя в Солнечной системе нет планет такого типа, в нашей Галактике “горячих юпитеров” найдено уже несколько сотен. Именно такие планеты открывались первыми — методом транзитов и методом лучевых скоростей наличие больших и близких к звезде планет установить проще. У некоторых “горячих юпитеров” (включая Осирис) частично изучен химических состав и проводится моделирование атмосфер, но, к сожалению, увидеть свет таких объектов — очень сложная задача. 

Количество экзопланет, открытых различными методами

Изображения экзопланет

В данный момент существует лишь несколько десятков изображений экзопланет. Чтобы выделить свет от планеты, необходимо “перекрыть” свет от звезды, вокруг которой обращается планета (либо до попадания света на приёмник излучения, либо после — программными методами). Соответственно, легче сфотографировать большую планету, находящуюся в значительном удалении от своей звезды. Причём в инфракрасной области спектра выделить свет экзопланеты рядом со звездой оказывается проще.

Первой планетой, открытой в 2004 году с помощью получения её изображения, является объект с именем 2M1207 b.

Фотография системы 2M1207 в инфракрасном диапазоне. Слева — планета, справа — коричневый карлик

Изображение 2M1207 b — газового гиганта, обращающегося вокруг коричневого карлика 2M1207 (на расстоянии, в 55 раз превышающем расстояние между Солнцем и Землёй), было получено с помощью одного из телескопов системы VLT. Эту же область неба в созвездии Центавра наблюдал телескоп “Хаббл” с целью подтверждения совместного движения компонент. Поток излучения от планеты, которая, возможно, продолжает сжиматься, в этой системе всего в сотню раз меньше, чем поток от карлика 2M1207 (для сравнения, при наблюдении Солнечной системы со стороны ярчайшие планеты будут иметь блеск примерно в миллиард раз слабее, чем Солнце). В конце 2015 года появилась работа, в которой с помощью точных фотометрических наблюдений был установлен период вращения планеты 2M1207 b, который составляет примерно 10 часов.

Первой “сфотографированной” планетной системой стала HR 8799 в созвездии Пегаса.

Планетная система звезды HR 8799. Планеты обозначены буквами b, c, e, d. В центре — артефакты вычитания из изображения света звезды

Планетная система состоит из гигантов, в пять (HR 8799 b) и в семь раз массивнее Юпитера (HR 8799 с, HR 8799 e, HR 8799 d), при этом размер планетной системы близок к размеру Солнечной системы. О получении снимков этой планетной системы с помощью телескопов обсерваторий Кека и Гемини исследователи объявили в 2008 году.

И что же дальше?

На сегодняшний день среди открытых экзопланет есть те, поверхность которых представляет океан. Найдены газовые гиганты, теряющие свои атмосферы, и хтонические планеты, которые газовую оболочку уже утратили. Обнаружены планеты, на небе которых можно увидеть сразу несколько солнц, и кратные планетные системы возле пульсаров. Есть планеты, обращающиеся вокруг своих звёзд на очень высоких орбитах, и те планеты, которые практически касаются поверхности своего светила. Среди орбит экзопланет встречаются как круговые, так и сильно вытянутые, и всё это — так непохоже на нашу Солнечную систему.

С ростом возможностей наблюдательной техники число планет будет неуклонно расти — в этом нет никаких сомнений. Как и нет сомнений в том, что новые планеты продолжат удивлять исследователей. 20 экзопланет уже признаны максимально похожими на Землю, впрочем, подтвердить такой их статус — дело ещё очень далёкого будущего. Однако всё человечество лелеет одну общую мечту — найти иной мир, который был бы столь же уютен, как наша родная планета. И, конечно же, посетить его когда-нибудь.

Источник

Как астрономы открывают новые планеты?Наука

Вы можете подумать, что для того, чтобы найти планету, вращающуюся вокруг удаленной звезды, обязательно требуется иметь огромные телескопы, которые будут настолько мощными, что смогут засечь даже самые тусклые и мелкие детали. Почему же в таком случае не построить по-настоящему огромный телескоп, который мог бы сделать огромное количество открытий?

Обнаружить такие чужие миры довольно тяжело, так как они находятся очень близко к ярким звездам, свет которых не позволяет видеть их. Также, если экзопланета расположена достаточно далеко от своей родительской звезды, незначительный свет, который она отражает, будет слишком слабым, чтобы его можно было засечь даже с помощью самого огромного телескопа. Поэтому для того, чтобы действительно найти планету, требуется применить невероятно изобретательные косвенные техники. Только 7 процентов экзопланет были открыты с помощью прямых наблюдений.

Методы открытия новых планет: метод Доплера

Удаленные звезды действуют на планеты своими гравитационными силами, таким образом, удерживая их на орбите, но гравитация самих планет также заставляет их притягиваться к звезде. Если силы гравитации равны, два небесных тела вращаются вокруг одной и той же точки. Эта центральная точка будет находиться в определенном месте, в зависимости от массы обоих объектов.

Звезда будет отходить от своего центра масс совсем немного, подобно тому, как отклоняется от центра спортсмен-метатель, когда делает оборот перед бросанием молота. Изучая свет, излучаемый звездой, мы можем заметить легкие движения и определить изменения положения спектральных линий. Измерение этих изменений позволяет определить приблизительную массу планеты. Этот метод обнаружения экзопланет называется Метод радиальных скоростей или Метод Доплера.

Астрометрия выступает дополнением этого метода, когда гравитационные колебания слишком большие для телескопов, что не позволяет увидеть изменение положения звезды в то время, когда на ее орбите находится экзопланета. Однако изменение положения звезды обычно настолько малозначительно, что использование этого метода оказывается проблематичным.

В случае с “супер-Землей” HD40307g, эта экзопланета была открыта с помощью инструмента под названием HARPS (англ. Europe’s High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), спектрографом, установленным в Европейской обсерватории Ла-Силла в Чили, который способен почувствовать самые слабые изменения звездного спектра, таким образом, позволяя доказать существование экзопланеты в обитаемой зоне.

Нейтронные звезды пульсары и их планеты

В некоторых особых случаях похожий метод используется для определения наличия планет рядом с пульсарами – быстро вращающимися экстремально плотными нейтронными звездами. Во время их вращения звезды выделяют интенсивные радиационные излучения в виде лучей, которые похожи на лучи света маяка. Если Земля оказывается в том положении, когда на нее падает этот луч света, то земные наблюдатели могут заметить пульсацию энергии. Именно благодаря такой пульсации эти звезды получили свое название – пульсары.

Присутствие планеты на орбите звезды пульсара вызывает колебания ее света из-за гравитационных сил планеты, что влияет на “расписание” пульсации. Измерив изменчивость пульса, можно определить орбитальные характеристики и массу планеты.

Методы открытия новых планет: Транзитный метод

В других случаях орбита экзопланеты выстраивается так хорошо, что ее можно наблюдать с выгодной позиции на Земле. Когда планета идет транзитом перед своей родительской звездой, она заслоняет ее свет, и земной наблюдатель, видя звезду, может также в этот момент засечь и планету. Измерив изменение светимости звезды во время транзита планеты, можно определить физические размеры этой планеты и даже ее физические свойства. Эта техника называется Транзитный метод.

Космический телескоп НАСА “Кеплер” был сконструирован для того, чтобы обнаруживать самые незначительные колебания в светимости звезд, когда экзопланеты идут впереди них транзитом. В настоящее время с помощью этого телескопа удалось засечь уже около 2300 экзопланет-кандидатов (хотя эти сигналы еще требуется проверить) на небольшом участке Млечного Пути.

В системах с множеством планет исследователи используют Метод вариации времени транзитов (TTV). Небольшие отклонения в орбитальных периодах показывают наличие поблизости еще одной планеты, которая может быть невидима наблюдателю.

Очень редко используется метод под названием Гравитационное микролинзирование, когда звезда проходит перед другой, более отдаленной звездой. Гравитационное поле более близкой к нам звезде заставляет свет более дальней звезды как бы огибать ее, наподобие увеличительной линзы. В данном случае можно определить всплески светимости ближней звезды. Если возле ближней звезды имеется экзопланета, ее гравитация повлияет на эффект линзирования.

Существуют и другие косвенные методы обнаружения экзопланет возле далеких звезд, но наверное самым верным является прямое наблюдение, которое пока остается сложным методом. С развитием технологий в будущем, скорее всего можно будет наблюдать за экзопланетами напрямую, а пока эти миры мы можем только рисовать в своем воображении.

Источник
Изображение Sergei Tokmakov с сайта Pixabay
Изображение Sergei Tokmakov с сайта Pixabay

Время от времени в новостях мелькают заголовки о том, что астрономы открыли очередную планету у далёкой звезды. Но как учёным удаётся обнаруживать эти объекты на большом расстоянии? Ведь даже яркие звёзды диаметром в миллионы километров кажутся в любительский телескоп точками. Что уж говорить о планетах.

Чтобы избежать путаницы, планеты, лежащие за пределами Солнечной системы, называют специальным термином — экзопланеты. О методах их поиска  и будет рассказано в этой заметке.

Наблюдать экзопланету в обычный телескоп просто невозможно. Поэтому приходится прибегать к нестандартным способам, если мы собрались отыскать новый космический объект. Например, к методу Доплера или методу лучевых скоростей. Если вокруг звезды обращается достаточно массивная экзопланета, то благодаря гравитационному взаимодействию, она влияет на движение собственного солнца. И если анализировать скорость, с которой звезда приближается или удаляется от Земли, то можно сделать вывод о наличии у неё невидимого компаньона и достаточно точно оценить его массу. Благодаря методу Доплера были открыты 543 экзопланеты.

Изображение Sergei Tokmakov с сайта Pixabay
Изображение Sergei Tokmakov с сайта Pixabay

Если нам очень повезёт, то экзопланета будет вращаться вокруг звезды так, что рано или поздно окажется на одной линии между земным наблюдателем и звездой. Тогда светимость последней будет периодически уменьшатся, что позволит сделать вывод о размерах открытого объекта. Это транзитный метод обнаружения экзопланет, применяемый только в том случае, если орбита экзопланеты проходит по диску звезды. Благодаря транзитному методу удалось обнаружить 146 экзопланет.

Среди способов, с помощью которых ведётся поиск планетных систем, существует метод гравитационного микролинзирования. В его основе — изменение направления луча света под воздействием гравитации. Если свет от звезды с экзопланетой проходит мимо другого светила, то искажение лучей происходит строго определённым образом, а не так, как если бы у первой звезды не было маленького спутника. Гравитационное микролинзирование имеет один недостаток — для искажения светового потока необходимо, чтобы две звезды лежали на одной прямой.

Изображение: NASA / Public domain
Изображение: NASA / Public domain

Благодаря методу микролинзирования были найдены 16 экзопланет.

А среди всех открытых экзопланет более 30 кажутся нам пригодными для существования жизни земного типа. Только пока наши технологии не позволяют однознано, обитаемы они или нет.

Было интересно? Посмотрите другие материалы канала и подпишитесь. А ещё я пишу книги про физику и астрономию, можете ознакомиться и совершенно бесплатно скачать одну из них

Уважаемые борцы со всемирным научным заговором и эмоционально несдержанные читатели, ваши комментарии неизбежно удаляются. Даже не тратьте время

Источник

Наша Галактика состоит из огромного количества звезд — не менее 100 млрд, включая Солнце. Если представить, что вокруг каждой звезды вращается минимум одна планета, то количество неоткрытых экзопланет представляется астрономическим. При этом ученые предполагают, что у каждой звезды есть своя система, в которую входит сразу несколько планет. В таком случае количество экзопланет внутри одного Млечного Пути может составлять триллионы.

Тысячи лет до нашего поколения люди догадывались о существовании планет за пределами Солнечной системы. Сейчас мы точно знаем, что экзопланеты существуют и их много, но все еще не можем добраться ни до одной из них. У ближайшей к Земле звезды — Проксима Центавры — есть минимум одна планета. Вероятно, это планета земного типа, и на ней может находиться вода. Но лететь до нее придется более четырех световых лет, при этом ученые пока не могут с точностью описать свойства планеты и сказать, подходит ли она для жизни. Остальные экзопланеты находятся на расстоянии сотен или тысяч световых лет от нас, и посетить их пока нет никакой возможности.

С момента открытия первой экзопланеты прошло почти 30 лет, но мы до сих пор не знаем о всем разнообразии существующих планет. Поэтому их деление скорее условно.

Газовые гиганты

В космосе встречаются газовые гиганты, наподобие Юпитера и Сатурна. Сейчас известно о 1367 экзопланетах такого типа. Самые известные из них:

51 Pegasi b — газовый гигант с атмосферной температурой более 1000 °C. Первая открытая планета из тех, что вращаются вокруг звезд солнечного типа.

Экзопланета 51 Pegasi b

Экзопланета 51 Pegasi b

(Фото: NASA)

KELT-9 b — cамая горячая известная экзопланета. Температура на дневной стороне может подниматься до 4600 °C. Находится на расстоянии 667 световых лет от Земли.

Экзопланета KELT-9 b (справа)

Экзопланета KELT-9 b (справа)

(Фото: NASA)

Нептунианские экзопланеты

Маленькие планеты с атмосферой, на которых преобладают водород и гелий. Открыто 1484 планеты, самые известные:

Kepler-1655 b — экзопланета, похожая на Нептун. Полный оборот вокруг звезды (то есть, один год) на Кеплере, проходит за 11,9 дней. Экзопланету открыли в 2018 году.

Экзопланета Kepler-1655 b

Экзопланета Kepler-1655 b

(Фото: NASA)

GJ 436 b — экзопланета, которая находится относительно близко к Земле: лететь до нее придется 32 года.

Экзопланета GJ 436 b

Экзопланета GJ 436 b

(Фото: NASA)

Суперземли

Экзопланеты из газа, горных пород и их комбинаций, которые в несколько раз больше Земли. Открыто 1346 планет, самые известные:

Barnard’s Star b — вторая самая близкая к Земле экзопланета, лететь до нее шесть лет. Планету открыли в 2018 году. Она в 3,2 раза больше нашей планеты. Звезда, вокруг которой вращается экзопланета, дает ей только 2% энергии, которую получает Земля от Солнца.

Экзопланета Barnard’s Star b

Экзопланета Barnard’s Star b

(Фото: NASA)

GJ 15 A b — экзопланета, которая вращается вокруг звезды красного карлика в 11 световых годах от Земли. В ее системе есть еще одна планета, что делает ее ближайшей к нам суперземлей со своей системой.

Экзопланета GJ 15 A b

Экзопланета GJ 15 A b

(Фото: NASA)

Планеты земного типа

Скалистые тела, похожие на Землю, Марс или Венеру. Открыто 164 планеты, самые известные:

TRAPPIST-1 e — ее масса составляет 60% массы Земли, а год на планете длится 6,1 дня. Планету открыли в 2017 году.

Экзопланета TRAPPIST-1 e

Экзопланета TRAPPIST-1 e

(Фото: NASA)

TRAPPIST-1 d — как и Земля — третья планета от своей звезды. Скалистая планета с температурой поверхности около 2290 °C.

Экзопланета TRAPPIST-1 d

Экзопланета TRAPPIST-1 d

(Фото: NASA)

Источник

Добавить комментарий