Как найти обитаемые планеты

Что мы ищем?

Что для нас значит потенциально обитаемая планета? Это планета, на которой может быть жизнь в виде бактерий или даже растений и животных, либо планета, где жизнь в результате эволюции достигла разумной формы, как наша, или даже превзошла ее. Ну и, конечно, планета, куда мы сможем, если вообразить доступность межзвездных перелетов, отправиться и чувствовать себя там как дома. Не исключая при этом необходимость ее терраформирования.

У нас есть только один пример обитаемой планеты — наша Земля. Из далекого космоса она выглядит еле различимой голубой точкой. Предполагается, что условия на Земле лучше всего подходят для появления жизни и ее продолжительного существования. Мы можем также предположить, что подобные характеристики другой планеты позволят существовать на ней жизни долгое время. Планета может быть чуть больше или меньше, несколько теплее или холоднее, но все же похожа на нашу.

И да, мы будем придерживаться все-таки «углеродного шовинизма». Что-то подсказывает, что, например, с кремниевой жизнью или азотной нам будет сложно установить контакт, да и условия на планетах, пригодных для существования таких форм жизни, вряд ли нам подойдут.

Но все звезды, кроме родного Солнца, от нас очень далеки. Как же можно что-то узнать об их планетах? К своим планетам, «близким», мы отправляем зонды, полет которых может занимать годы. Многие из них не имеют возможности вернуться, и поэтому все исследования происходят в месте прибытия. На Землю возвращается только информация, собранная приборами. Как узнать что-то о планете, к которой мы сегодня физически не можем отправить даже один исследовательский зонд? Тем более что интересных экзопланет открыто уже множество. Способы есть.

Размер

Размер экзопланеты — это, как правило, первый параметр, который ученые узнают при ее открытии. Обнаружить планеты у других звезд и определить их размер позволяет транзитный метод. Это метод-рекордсмен по открытым планетам. Именно таким способом открывает планеты орбитальный телескоп «Кеплер». Вернее, ученые, которые обрабатывают полученные от него данные.

Таким методом, в частности, была обнаружена планета Kepler-438b. Открытая в январе 2015 года в созвездии Лиры, она долгое время считалась наиболее похожей на Землю экзопланетой. И по размеру, и по температуре на поверхности она практически идентична Земле. Ее индекс подобия (Earth Similarity Index, ESI) равен 0,88 (наша планета, соответственно, принята за 1).

Сам метод транзита не позволяет обнаружить наличие планеты у какой-то конкретной звезды. С его помощью ищут планеты около звезд в определенных участках неба. Обсерватории, подобные «Кеплеру», наблюдают за участками неба с тысячами и даже десятками и сотнями тысяч звезд. Большинство из них невооруженным глазом не видны. Периодически свет некоторых звезд тускнеет на некоторое время. Регистрируя падение яркости звезды, ученые предполагают, что оно вызвано прохождением перед ней планеты. То есть между наблюдателем — телескопом — и звездой появляется препятствие, которое и вызывает уменьшение светимости звезды, естественно, с точки зрения земного наблюдателя.

Если такое падение яркости происходит через одинаковые промежутки времени, то оснований считать, что у этой звезды есть планета, уже больше. Кроме того, становится известен и ее орбитальный период.

При этом, для того чтобы обнаружить планету, ее плоскость орбиты, звезда и телескоп должны находиться практически на одной линии. Иначе ее просто не зарегистрировать. Это, по сути, небольшое затмение. В нашей системе тоже бывают подобные явления. Так, например, Луна скрывает диск Солнца во время солнечного затмения. Либо наши местные планеты — Венера и Меркурий — периодически проходят по диску Солнца.

И, как уже было сказано, транзитный метод дает возможность определить размеры небесного тела — радиус и объем. Ведь величина, на которую падает светимость звезды, зависит от размера проходящей по ее диску экзопланеты. Точно зафиксировав эту величину, можно определить размер планеты. Например, Kepler-438b больше Земли всего лишь на 12%.

Масса

Первой экзопланетой, открытой у «нормальной», то есть солнцеподобной, звезды, стала 51 Пегаса. Она же некоторое время называлась Беллерофоном, но сейчас получила официальное имя «Димидий». До этого открывали экзопланеты только вблизи пульсаров. Димидий находится от нас на расстоянии 50,1 световых года, и первоначально его считали твердой землеподобной планетой, что, конечно, подогревало к нему интерес.

Обнаружили планету методом доплеровской спектроскопии, или методом лучевых скоростей. А в дальнейшем ее существование подтвердили и транзитным методом. Хотя чаще бывает все-таки наоборот.

В случае применения метода Доплера мы также самой планеты не видим, а только наблюдаем за светом звезды. Но на этот раз нас интересует не падение яркости, а наличие красного или синего смещения в ее спектре. Если звезда удаляется от нас, ее спектр сдвигается в красную сторону, если приближается к нам — то в синюю. Почему же звезда не стоит на месте? Потому что по орбите вокруг звезды обращается планета, которая, образно говоря, раскачивает свое светило, заставляет его колебаться и, соответственно, то приближаться к наблюдателю, то удаляться от него.

Оба небесных тела движутся у одного центра масс. Астрономы уже научились определять массу звезд, а зная ее, можно определить и массу планеты. Масса и радиус экзопланеты позволяет узнать ускорение свободного падения на ее поверхности. Это значит, что мы можем, например, предположить, насколько комфортно мы бы себя чувствовали, если бы высадились на планете. Кроме того, это позволяет понять, может ли планета удерживать атмосферу. И даже предположить наличие или отсутствие в ней определенных газов. Земля, например, как известно, не держит в своей газовой оболочке легкие водород и гелий. А массивный Юпитер совсем наоборот.

Сам же Димидий, как выяснилось, для жизни совсем не пригоден. Он представляет собой так называемый «горячий Юпитер» — газовый гигант с атмосферой, разогретой, по некоторым оценкам, до 1000 °C. Его масса примерно равна половине массы Юпитера, что, кстати, отражено в названии (латинское слово dimidium означает «половина»).

Плотность

Как мы видим, массу и размер планеты не всегда удается определить одновременно. Для этого нужно два метода — транзитный и Доплера. Но после этого мы можем узнать и плотность, которая определяется как отношение массы тела к занимаемому этим телом объему. А объем планет вычисляется, если известен радиус.

Kepler-78b находится от нас на расстоянии 400 световых лет. И это первая планета размером с Землю, для которой удалось рассчитать плотность. Она, конечно, на 16% крупнее Земли и примерно на 69–85% тяжелее, но все же ее плотность равна 5,3–5,6 г/см³. У нашей планеты этот показатель равен 5,52 г/см³. Это позволяет предположить, что планета, как и Земля, состоит из железа и каменных пород. Вот только одно но — на этом сходства с нашей планетой заканчиваются.

Планета слишком близка к своей материнской звезде: их разделяет всего 0,01 а. е. Орбитальный период невероятно мал — он составляет каких-то 8,5 часа. Поэтому и здесь жизнь искать, вероятнее всего, бесполезно: эта планета — лавовый океан. Температура на освещенной стороне находится в интервале 2100–2800 °C. Ее поверхность покрыта лавой.

Нахождение в обитаемой зоне

Расположенная в созвездии Лебедя, на расстоянии 1400 световых лет от нас, экзопланета Kepler-452b — первая землеподобная планета, обнаруженная в «обитаемой зоне» солнцеподобной звезды. Орбитальный период планеты — 385 земных суток. То есть год на ней только на 5% дольше, чем на Земле. Соответственно, и от своего солнца она только немного дальше. Расстояние от планеты до звезды Kepler-452 (большая полуось орбиты) — 1,046 а. е. К слову, и сама звезда на 10% больше нашего Солнца. Обитаемая зона Kepler-452 по размеру практически совпадает с той, что мы имеем в Солнечной системе.

Kepler-452b прозвали «второй Землей», но все же она больше по размеру на 60%. А вот Kepler-186f стала первой планетой с радиусом, близким к земному, обнаруженной в обитаемой зоне. Она только на 13% больше нашей планеты. И так же, как и Kepler-452b, обнаружена транзитным методом благодаря телескопу «Кеплер». Вот только обитаемая зона в этой звездной системе меньше: она находится в интервале от 0,22 а. е. до 0,4 а. е. И сама планета так же близка к своей звезде, красному карлику Kepler-186, как и наш Меркурий к Солнцу, — большая полуось ее орбиты равна 0,393 а. е. К слову, как видно из названия планеты, в семействе Kepler-186 она не одинока. Но все ее четыре «сестры» с «именами» b, c, d и e в обитаемую зону не попали. Они очень близко находятся к звезде, и там слишком жарко для того, чтобы на поверхности могла быть жидкая вода.

Эти и большинство других планет считаются потенциально обитаемыми прежде всего потому, что находятся в обитаемых зонах своих звезд — то есть там, где планета может получать достаточно энергии для того, чтобы основная масса воды на планете находилась в жидком виде. Эта зона вычисляется исходя из размера и светимости звезды.

Состав атмосферы и биомаркеры

Но что же позволяет, взглянув издалека, сказать, что жизнь все-таки воспользовалась своим шансом и пробудилась на когда-то безжизненной планете? В первую очередь наличие в атмосфере планеты определенных химических соединений — биомаркеров, говорящих, например, о том, что жизнь на планете «дышит», то есть на ней идут некие биологические процессы. К примеру, взять кислород и углекислый газ. Первый выделяется растениями в результате фотосинтеза и потребляется животными в процессе дыхания, второй — выдыхается животными и поглощается растениями. Но это только один пример.

Всего же выделяют пять биомаркеров: вода, углекислый газ, метан, кислород и озон. Конечно, каждый из них может иметь свое естественное, не связанное с жизнью, происхождение. Но если их обнаружат вместе, да еще и на планете, похожей на Землю, то вероятность того, что она обитаема, будет высока.

Есть несколько способов узнать химический состав атмосферы экзопланеты. Первый — во время транзита планеты. Метод называется «трансмиссионная спектроскопия». Планета проходит между наблюдателем на Земле и своей звездой. Свет звезды проходит сквозь атмосферу экзопланеты и достигает наблюдателя. Но при этом часть света в атмосфере планеты будет поглощена. Если провести спектральный анализ, можно обнаружить химические элементы, которые в этом поучаствовали. Разбив свет звезды на радужный спектр, можно обратить внимание на провалы — темные узкие спектральные линии, каждая из которых соответствует определенному химическому элементу.

Задачи поиска потенциальных экзопланет будут стоять перед сменщиками современных телескопов «Кеплер» и «Хаббл». Сменщик первого — TESS — будет искать экзопланеты, преемник второго — «Джеймс Уэбб» — подробно изучать каждую из найденных.

Есть и еще два перспективных способа. Мы видим планеты Солнечной системы потому, что они отражают свет нашей звезды. Все планеты светят отраженным светом. В том числе и экзопланеты. Свет, идущий от некоторых планет, нам уже удается разглядеть. И здесь мы опять сможем построить спектр и попытаться найти биомаркеры. Но, кроме того, как это не покажется удивительным, планеты могут «светить» и свои светом. В данном случае речь идет о невидимом человеческому глазу инфракрасном излучении. Оба эти способа предполагают непосредственное изучение планеты, а не света, идущего от звезды. И здесь уже не имеет значение, как развернута к нашей планете плоскость ее орбиты. Но серьезные открытия в этой области еще впереди. Пока мы не располагаем достаточно мощными телескопами.

Недра планеты

Казалось бы, химический состав экзопланет вряд ли возможно определить, но ученые пытаются сделать и это. Так, две из пяти экзопланет, открытых в 2012 году около звезды Тау Кита, поспешили записать в потенциально пригодные для жизни. Но в 2015 году астрофизики из Университета Аризоны в Тусоне (США) определили химический состав звезды. Они пришли к выводу, что недра Тау Кита содержат в себе гораздо больше магния, чем наше Солнце.

Звезда и планеты, обращающиеся вокруг нее, образовались из одного и того же газопылевого облака. Следовательно, по мнению ученых, в верхних и глубинных слоях мантии этих планет содержатся существенные излишки магнийсодержащих пород — оливина и ферропериклаза. Будучи более гибкими и текучими, чем породы, доминирующие в недрах нашей планеты, они в течение долгого времени будут препятствовать формированию литосферных плит и образованию коры.

Подходящее «солнце»

Несмотря на то, что Kepler-438b уж очень похожа на Землю (ну, во всяком случае, издалека — нас разделяет около 470 световых лет), ее звезда не похожа на наше спокойное Солнце. Kepler-438 — красный карлик, по массе и размеру в два раза меньший, чем наша звезда. И он относится к вспыхивающим (переменным) звездам, которые способны резко и непериодически увеличивать светимость в несколько раз. Изучая звезду, ученые обнаружили, что вспышки на Kepler-438 происходят достаточно часто: раз в несколько сотен суток. Их мощность в десять раз превосходит солнечные. Вероятно, эти вспышки связаны с выбросами корональной массы, которые могут иметь серьезные разрушительные последствия для обитаемости планеты. В такой неспокойной обстановке планете сложно иметь атмосферу, так как она подвергается чрезмерно опасному облучению и, скорее всего, является местом, непригодным для жизни.

Если бы жизнь и смогла появиться на такой планете, то, вероятно, срок ее существования был бы недолгим. Ученые, конечно, надеются, что Kepler-438b может иметь магнитное поле, подобное Земле, но, вероятно, даже оно в таких условиях не поможет планете.

Магнитосфера

Наличие глобального магнитного поля — необходимое условие наличия жизни. Оно защищает планету от космической радиации и не позволяет солнечному ветру сдуть атмосферу. Как же его обнаружить?

Находясь на поверхности Земли, мы знаем о его существовании благодаря компасу. Магнитная стрелка, свободно поворачиваясь вокруг своей оси, располагается вдоль силовых линий магнитного поля Земли. Еще один признак существования магнитного поля — полярные сияния. Они вызываются потоками солнечного ветра, попадающими в полярную ионосферу. Земные полярные сияния хорошо видны из космоса, например, с борта Международной космической станции. Вот только на значительных расстояниях их уже не различить.

Но это не беда. Дело в том, что, помимо излучения в видимом диапазоне, полярные сияния генерируют и низкочастотные радиоволны. А вот они прекрасно распространяются в космосе, обнаружить их гораздо проще, чем само сияние. Например, полярное сияние на Юпитере впервые зарегистрировали именно этим способом — благодаря радиоизлучению.

Кроме того, этот метод позволит открыть экзопланеты, ранее не обнаруженные другими способами, установить продолжительность суток на планете, наклон оси относительно плоскости орбиты и наклон магнитного поля относительно оси вращения планеты, период ее вращения и орбитальный период, а в некоторых случаях даже наличие спутников. Ну и, собственно, определить параметры магнитного поля.

Среди инструментов, на которые рассчитывают астрофизики, — низкочастотные наземные радиотелескопы LOFAR и SKA. А в перспективе — космические радиообсерватории и даже телескопы на Луне, которые прекрасно подходят для этой цели.

Ночная подсветка инопланетных городов и другие «экзотические» признаки

Вернемся к тому, как выглядит из космоса наша, безусловно, обитаемая планета, при этом населенная представителями разумной жизни. Уже на подлете к ней гипотетический пришелец мог бы увидеть огни наших городов на неосвещенной стороне планеты, принимать наши радиосигналы и даже, возможно, расшифровать их, а также смотреть наши телепередачи, заранее, еще до прибытия на планету, знакомясь с местной жизнью. Все это можно было бы делать и из далекого космоса при наличии соответствующей аппаратуры. Вот и земные ученые уже задумались, а не поискать ли признаки других цивилизаций по искусственной подсветке их поселений в далеких мирах?

Два известных американских астрофизика — Абрахам Лёб из Гарвардского университета и Эдвин Тёрнер из Принстонского — предложили искать искусственно освещенные объекты, сопоставимые по полной яркости с крупным наземным городом, на окраинах Солнечной системы, в частности, в поясе Койпера, а в дальнейшем, по мере совершенствования оптических телескопов, распространить этот метод и за пределы Солнечной системы. В силу иного спектрального состава искусственного освещения его будет достаточно легко отделить от света материнской звезды, который отражается планетой.

А вот Лиза Калтенеггер из Гарвардского университета предлагает расширить перечень биомаркеров веществами, имеющими исключительно искусственное происхождение. То есть такими, которые в природе образовываться не должны, а примитивные организмы их не вырабатывают. К примеру, хлорфторуглероды. Он хорошо поглощают инфракрасные лучи спектра, а значит, могут быть найдены в атмосфере других планет. Если мы их когда-нибудь обнаружим, то можно будет с уверенностью сказать, что где-то в космосе есть еще живые существа, которые развились до такого уровня, что начали «цивилизованно» загрязнять свою планету.

В целом, можно сказать, что количество признаков, по которым мы можем судить о потенциальной обитаемости планет, будет только расти. Слишком много условий должно совпасть, чтобы на планете могла появиться жизнь. И их все нужно выявить, чтобы быть уверенным: планета может быть обитаема. Но для этого нам нужны новые, более совершенные инструменты. 

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl + Enter.

Новая многообещающая идея для поиска обитаемых экзопланет

Точки Лагранжа у планеты, обращающейся вокруг звезды

В загадочных глубинах Вселенной, где звёзды формируются из молекулярных облаков, достаточно богатых тяжёлыми элементами, возможно образование каменистых планет с необходимыми ингредиентами для возникновения на них жизни. Поиск жизни за пределами Земли — будь то в пределах нашей Солнечной системы или на планетах других систем Млечного Пути — является одним из пресловутых святых Граалей науки XXI века. Чуть более 30 лет назад мы знали о планетах только в пределах нашей Солнечной системы; сегодня, во многом благодаря транзитным методам и космическим обсерваториям, таким как Kepler и TESS, число известных экзопланет превышает 5000 и продолжает расти.

Но стоит задуматься о том, что мы упускаем. Наши поиски экзопланет позволили обнаружить большое их количество с самыми разными массами и размерами, но почти все они были найдены вокруг одиночных звёзд: звёзд, у которых нет своего компаньона или звёзд, существующих в рамках многозвёздной системы. Существует, возможно, около дюжины известных планет с кратной орбитой: экзопланет, вращающихся вокруг двух звёзд на гораздо большем расстоянии, чем расстояние, разделяющее две центральные звезды. Однако в системах, составляющих ~50% всех звёзд Вселенной, мы обнаружили всего ~0,2% планет, что говорит о том, что мы чего-то не знаем.

Вот одна новая, впечатляющая идея, которая может закрыть этот пробел, помогая нам искать планеты в многозвёздных системах с гораздо большей результативностью.

Прежде чем мы начнём, важно понять две вещи:

1. Планеты могут формироваться и существовать только в достаточно стабильных с гравитационной точки зрения местах. Если комбинация гравитационных сил либо выбросит, либо разорвёт планету за время, меньшее, чем время существования данной звёздной системы, мы не можем обоснованно ожидать, что найдём там планеты.
2. Половина всех звёзд принадлежат к многозвёздным системам; только 50% звёзд существуют в системах, подобных нашей Солнечной системе: с одной звездой. Тем не менее, ~99,8% обнаруженных планет были найдены вокруг одиночных звёзд, что указывает на огромную погрешность в наших текущих методах поисков.

Существует ряд методов, которые мы используем для поиска экзопланет, или планет вокруг звёзд, отличных от нашей собственной. Есть прямая визуализация: она полезна для больших планет, которые достаточно удалены от своих родительских звёзд. Существует метод оценки колебания звёзд (или метод радиальной скорости), при котором гравитационное воздействие на звезду со стороны её орбитальной планеты возмущает движение звезды вдоль нашей линии видимости регулярным образом, что полезно для достаточно массивных планет на достаточно близких орбитах вокруг их родительских звёзд. Но самым успешным методом поиска планет является транзитный метод, который позволяет обнаружить присутствие планет, когда они проходят перед своими родительскими звёздами и блокируют часть света, излучаемого ими.

Работает это следующим образом: мы

• наблюдаем за звездой в течение длительных периодов времени,
• измеряем её световой поток,
• ищем «провалы» в наблюдаемом потоке с течением времени.

Конечно, существует множество возможных причин для появления таких провалов. Интересующая нас причина — существование экзопланеты, проходящей по орбите перед родительской звездой, — будет влиять на провалы светового потока определённым образом. Если поток уменьшается регулярно, с постоянным периодом, на одну и ту же небольшую величину, которая может соответствовать размеру планеты, то это отличный планетарный кандидат. Если последующие измерения спектра звезды покажут, что её спектральные характеристики периодически смещаются от красного к голубому и обратно в соответствии с периодом уже наблюдаемых провалов потока, то это будет золотым стандартом для подтверждения транзитной экзопланеты.

Но хотя повторяющиеся провалы светового потока являются отличным способом обнаружения экзопланет, просто увидеть их в данных недостаточно для того, чтобы заявить, что у нас есть подтверждённая экзопланета. Это лишь выявляет кандидата в экзопланеты; для того чтобы перевести кандидата в статус подтверждённой экзопланеты, необходимо какое-то дополнительное независимое измерение. И, как и следовало ожидать, некоторые кандидаты не дотягивают до этого уровня.

Одним из сбивающих с толку факторов является собственная изменчивость звёзд. Обычно мы представляем звёзды такими же, как наше Солнце: его яркость остаётся относительно постоянной с поразительной точностью. Из-за солнечных пятен, вариаций температуры и плотности плазмы, а также вспышек и выбросов массы, яркость Солнца может отличаться от среднего значения на ~0,14%. У других звёзд бывают большие колебания яркости, поскольку их атмосферы могут меняться, они могут вспыхивать чаще и регулярнее, чем Солнце, и выбрасывать пыль, заслоняя звезду. Это может привести к ложным срабатываниям: кандидаты в экзопланеты, которые вообще не имеют никакого отношения к планетам, а просто отражают изменчивые свойства звезды, за которой мы наблюдаем.

Второй сбивающий фактор — это потенциальное наличие бинарного компаньона. Когда мы смотрим на звезду с очень большого расстояния, велика вероятность того, что в этой системе более одной звезды, но из-за огромного расстояния мы не можем их различить. Если две звезды движутся в плоскости, перпендикулярной линии нашего взгляда, то два независимых звёздных диска не будут накладываться друг на друга. Но если плоскость их взаимной орбиты окажется к нам ребром, и их диски будут накладываться друг на друга, то в световом потоке будут наблюдаться регулярные провалы, поскольку две звезды будет не всегда видны полностью одновременно.

Последняя конфигурация известна под названием затмевающей бинарной системы и представляет собой самый распространённый источник помех в современной охоте за экзопланетами. В ходе миссии НАСА «Кеплер» — самой успешной миссии по поиску экзопланет всех времён — примерно половина всех кандидатов в экзопланеты «Кеплера» оказались вовсе не планетами, а скорее представляли собой один из сбивающих с толку факторов, перечисленных выше. Почти все кандидаты в экзопланеты, планетная природа которых в итоге не подтвердилась, в итоге оказались затмевающими бинарными звёздами: двойные звёзды со значительным перекрытием орбит на линии нашей прямой видимости.

Это не должно вас удивлять. Если мы ищем сигнал транзита планеты перед звёздным диском, то понятно, как подобная геометрия системы, в которой присутствует более крупный, массивный и светящийся объектом, может привести к «ложному срабатыванию». На самом деле, несмотря на то, что 50% ложных срабатываний может показаться неприемлемо высоким, миссия «Кеплер» стала прорывом по сравнению с предыдущими исследованиями экзопланет. До миссии «Кеплер» около 90% всех кандидатов в экзопланеты не подтверждались; так что то, что только 50% оказались затмевающими двойными звёздами – это замечательно!

Количество известных экзопланет по годам (накопительный итог) и методы поиска

У затмевающих бинарных звёзд наблюдается чрезвычайно широкий диапазон периодов. Некоторые бинарные звёзды затмевают друг друга за считанные часы: периоды в ~4-5 часов — не редкость. С другой стороны, некоторые бинарные звёзды вращаются очень долго: с периодом до ~30 лет. Для нахождения таких бинарных систем с большим периодом необходимы очень длительные наблюдения, но таковых проводилось слишком мало.

У некоторых бинарных систем почти идеально круговые орбиты; у других — очень эксцентричные, эллиптические орбиты. Некоторые могут похвастаться звёздами с похожими или даже одинаковыми массами; другие — звёздами с очень разными массами. В некоторых системах звёзды находятся на схожих стадиях звёздной эволюции — например, оба члена находятся на главной последовательности (на стадии сгорания водорода); другие состоят из гигантской звезды, вращающейся вокруг звезды главной последовательности, переменной звезды, вращающейся вокруг непеременной звезды, или даже звезды, вращающейся вокруг звёздного остатка.

В целом, существует три основных классификации затмевающих бинарных систем, но в очень немногих из них когда-либо наблюдали ещё и планеты.

И это не потому, что в бинарных звёздных системах (или многозвёздных системах с тремя или более звёздами) не стоит ожидать наличия планет; это потому, что наши поиски оптимизированы не для таких систем. Но существует класс планет, которые должны существовать, по крайней мере, в некоторых из этих бинарных систем, и которые:

• необычайно легко найти,
• могут быть чрезвычайно распространены,
• и многие из которых могут быть даже обитаемыми.

Когда две значительные массы обращаются друг вокруг друга, они обращаются вокруг своего общего центра масс: точки, известной как барицентр. У менее массивного из двух этих тел существуют также пять особых точек. Если поместить объект в одну из них, объединённые гравитационные силы двух крупных масс заставят объект двигаться по орбите с тем же орбитальным периодом, что и более лёгкая масса, не меняя своего положения относительно последней. Эти пять точек — известных как точки Лагранжа — представляют невероятный интерес для астрофизиков.

Хотя точки L1, L2 и L3 гравитационно нестабильны, и объекты, находящиеся в этих точках или около них, должны постоянно корректировать курс, чтобы оставаться там, точки L4 и L5 гравитационно стабильны, и объекты в этих точках или около них могут оставаться там бесконечно долго при соответствующих условиях.

Такие процессы наблюдаются и в нашей собственной Солнечной системе, поскольку у планет-гигантов, особенно у Юпитера, есть большие коллекции объектов, вращающихся в их точках Лагранжа L4 и L5. Эти скалистые и ледяные тела известны под общим названием «троянцы», а объекты «впереди» (L4) и «позади» (L5) основного тела, соответственно, разделяют на «греческий» и «троянский» лагеря. Эти группы объектов, как правило, были гравитационно захвачены на поздних этапах истории Солнечной системы, уже после завершения формирования планет. Некоторые из них находятся там лишь временно, и будут выброшены в результате гравитационных взаимодействий, но некоторые могут оставаться стабильными или квазистабильными до тех пор, пока Солнечная система продолжит существовать.

Условия для того, чтобы объект, находящийся на орбите или вокруг точек L4 или L5, оставался стабильным, сводятся к трём условиям:

1. Разница масс между большей и меньшей массой, создающей точки Лагранжа, должна составлять примерно 25:1 или больше.
2. Масса объекта на орбите или вокруг L4/L5 должна быть незначительной (опять же, менее 4%) от массы тела, находящегося на сопутствующей орбите.
3. В системе не должно быть других значительных масс, которые могут служить источником гравитационной нестабильности.

При соблюдении этих условий вокруг объекта с меньшей массой должно существовать пять точек Лагранжа — две стабильные и три нестабильные — по отношению к объектам с большей массой.

Большинство бинарных звёзд, как правило, образуются из двух звёзд со сравнимыми массами — особенно это касается более ярких и светящихся пар. Однако существует множество примеров несовпадающих бинарных звёзд. Чем шире система (т.е. больше расстояние между звёздами) и чем больше разница в их массах, тем более стабильными будут точки L4 и L5. Такая ситуация может сохраняться на протяжении миллиардов лет даже для систем, которые не достигают критического соотношения 25:1 или у которых присутствуют другие значительные массы; каждую конкретную конфигурацию нужно проработать количественно, чтобы определить конкретный уровень и временной масштаб нестабильности.

Но для затмевающих бинарных систем, которые отвечают надлежащим критериям стабильности, появляется интересная возможность. Мало того, что вокруг точек L4 и L5 может существовать рой объектов, представляющих собой облако, которое может периодически блокировать часть света от члена бинарной системы с большей массой. Существует ещё и реальная возможность, особенно для хорошо разделённых бинарных систем с существенной разницей в массе, наличия в системе полноценных «планет Лагранжа». Если первоначальные бинарные протозвёзды сформировались с окружающими их звёздными дисками с большим расстоянием между ними и значительной разницей масс, планетная формация могла привести к накоплению материи в точках L4 и L5.

Это привело бы к появлению массивных экзопланет, расположенных в точках Лагранжа звезды меньшей массы, и если бинарная система будет выровнена как надо, и окажется затмевающей бинарной системой с нашей точки зрения, то эти «экзопланеты Лагранжа» смогут проходить перед диском звезды большей массы, двигаясь по своей орбите.

Периодический провал светимости определённого участка галактики M51, который может стать свидетельством первой экзопланеты, обнаруженной в другой галактике

В поисках экзопланет важно помнить, что это не только лотерея, но и игра с законами больших чисел. В нашем Млечном Пути насчитывается около 400 миллиардов звёзд, и 50% из них являются членами многозвездных систем. Конечно, многие из них будут находиться на тесных орбитах, и многие из них будут иметь почти равные массы для нескольких членов. Но какая-то часть из этих ~200 миллиардов звёзд будет:

• находиться на широких орбитах,
• иметь большую разницу в массе,
• и их точки L4/L5 будут гравитационно стабильны в течение нескольких миллиардов лет.

Такие системы будут отличными кандидатами на то, чтобы в них был не только рой мелких объектов вокруг точек Лагранжа L4 и L5, но и полноценные планеты, расположенные в точках L4 и L5.

Если эти системы правильно выровнены с нашей линией видимости, то подобно тому, как мы наблюдаем затмевающие бинарные системы, мы также можем наблюдать транзиты этих экзопланет, находящихся в точках Лагранжа. Примечательно, что не только у очень массивных, короткоживущих звёзд может быть бинарный компаньон меньшей массы, отвечающий этим критериям; звезда с массой ~2 солнечных масс может иметь компаньона в виде красного карлика с идеально стабильными точками Лагранжа L4 и L5. Мы никогда даже не искали экзопланеты вокруг таких систем, однако при правильных орбитальных параметрах экзопланеты с точкой Лагранжа могут быть даже каменистыми и пригодными для жизни. Возможно, пришло время расширить наши поиски, поскольку мы не можем знать наверняка, что мы можем найти, пока не начнём искать.

Пол-лимона подарков от RUVDS. Отвечай на вопросы и получай призы 🍋

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]

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]

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 (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 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]

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 3M_J 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]

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]

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]

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