© Владимир Каланов,
сайт "Знания-сила"

При нормальных условиях видимости можно наблюдать невооруженным глазом около 6000 звезд. При помощи небольшого телескопа количество видимых звезд значительно возрастает. При этом имеются в виду звезды нашей Галактики, т.е. Млечного Пути. Учёные полагают, что во Вселенной существует более ста миллиардов галактик с сотней миллиардов звезд в каждой. Несмотря на бесчисленное количество известных и доступных наблюдению звезд, совсем недавно учёные могли лишь теоретически предполагать о существовании других планет вне Солнечной системы.

Как объяснить эту огромную разницу между количеством звёзд и числом известных планет? Скорее всего, двумя причинами. Первая заключается в том, что планеты не излучают собственный свет, их яркость зависит от отраженного света звёзд, среди которых они движутся. Дальние планеты - довольно слабые небесные объекты. Наблюдать за ними в современных условиях возможно, лишь используя мощнейшие телескопы и новейшие технологии, включая чувствительные электронные элементы. Вторая причина связана с тем, что слабый свет возможных неоткрытых планет, даже относительно недалеко расположенных, теряется на фоне интенсивного света звезд, среди которых они вращаются. В результате они становятся практически неразличимыми и прямой метод их обнаружения путём непосредственного наблюдения не даёт ожидаемых результатов.

Различные методы обнаружения экзопланет

Поиск внесолнечных планет основывается на применении двух типов методик обнаружения - косвенных и прямых.

1) Прямой метод предполагает возможность увидеть планету, а не просто выдвинуть предположение о её существовании. Этот метод подразумевает проведение очень сложных исследований. В частности, следует разграничить свет планеты и свет звезды. В данном случае очень важно определить длину инфракрасных волн испускаемых планетой. В отличие от звёзд, планеты представляют собой холодные небесные тела и выделяют большую часть энергии в инфракрасных лучах. В инфракрасном диапазоне разница в излучении звезды и планеты более существенна, чем в видимом диапазоне, что облегчает проведение наблюдений и исследований. Поэтому, поиск планет ведется с помощью инфракрасных телескопов.

Но, из-за огромных расстояний, «разглядеть» планету в другой звёздной системе даже при помощи орбитальных телескопов пока очень и очень сложно (практически невозможно), поэтому, чаще всего, можно угадать, предположить её присутствие, например, путём анализа изучения окружающих звёзд. В этом случае обращается пристальное внимание на соседние звезды, при помощи различной техники анализируется испускаемый ими свет для выяснения каких-либо отклонений от нормы, т.е. возможного присутствия незафиксированного космического тела. (Хотя с помощью прямого метода были уточнены массы некоторых экзопланет, ни одного подтверждённого открытия сделать пока не удалось. Будущее этого метода связано с орбитальными миссиями).

О прямом наблюдении экзопланет

Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды Альфа Кентавра и смотрит в сторону Солнечной системы. Тогда наше Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск планет окажется очень слабым: Юпитер будет «звёздочкой» 23 звездной величины, Венера – 24 величины, а Земля и Сатурн – 25 величины. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы могли бы заметить такие слабые объекты, если бы на небе рядом с ними не было ярких звезд. Но для далекого наблюдателя Солнце всегда расположено рядом с планетами: для астронома с Альфы Кентавра угловое расстояние Юпитера от Солнца не превосходит 4 угловых секунд, а между Венерой и Солнцем всего 0,5 угл. сек.

Для современных телескопов заметить предельно слабый свет от планеты, расположенной близко от яркой звезды – задача очень сложная. Астрономы сейчас проектируют приборы, которые смогут решить эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть специальным экраном, чтобы её свет не мешал изучать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют «звёздным коронографом». Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции её световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами – так называемым «звездным интерферометром». Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и, одновременно, усиления света планеты. Оба описанных прибора – коронограф и интерферометр – очень чувствительны к влиянию земной атмосферы, поэтому для успешной работы их, по-видимому, придется доставить на околоземную орбиту.

Косвенные методы, основываются на позиционных измерениях.

2) Метод лучевых скоростей (он же метод доплеровской спектроскопии) базируется на оценке радиальной (лучевой) скорости, т.е. скорости перемещения звезды с учетом скорости движения всех небесных тел на «направлении Земля – звезда». Если по пути движения звезды на неё не действуют пертурбационные процессы от какой-либо планеты, такое перемещение называется равномерным. Если же недалеко от звезды расположено крупное небесное тело, например, планета-гигант, оно, несомненно, будет оказывать влияние на скорость движения звезд, то есть, воздействие гравитации крупных планет заставляет звезду совершать колебания, которые можно наблюдать по периодическому изменению характеристик ее излучения. Данный метод реализуется с применением доплеровской спектроскопии.

Движение звезды вокруг центра масс системы звезда и планета (группа планет) приводит к тому, что линии в её спектре периодически смещаются то в одну, то в другую сторону. Изменения в скорости звезды, из-за присутствия планеты, очень незначительны, т.к. для сильной "раскачки" системы необходимо, чтобы масса планеты была "ощутима" звездой, не была пренебрежимо мала по сравнению с массой звезды. Такие изменения могут составлять всего несколько десятков или даже единиц метров в секунду. И прецизионные спектральные наблюдения позволяют их обнаружить. Именно методом доплеровской спектроскопии было открыто большинство экзопланет. (На февраль 2008 открыто 257 планет).

Однако, данный метод позволяет измерять только лучевую скорость звезды (вдоль луча зрения), точнее лучевую составляющую скорости, и ничего не говорит о её движении в поперечном направлении (поперёк луча зрения), т.е. о тангенциальной скорости. В зависимости от того, как ориентирована орбита экзопланеты к нашему наблюдению, полная скорость системы "звезда-планета" фактически может существенно отличаться от лучевой скорости. При обращении планеты перпендикулярно лучу нашего наблюдения мы не сможем данным методом зафиксировать вышеописанные колебания скорости.

В таких случаях наблюдение проводится по методике транзитов.

3) Метод наблюдения транзитов основан на том, что при наблюдении планетной системы "с ребра" планета, с точки зрения земного наблюдателя, может периодически проходить по диску звезды, незначительно (обычно на 1-3%) затмевая её и, тем самым, ослабляя её блеск. Например, если это звезда типа нашего Солнца, а экзопланета – типа нашего Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1%. В этом случае, проводятся точные фотометрические наблюдения, которые позволяют построить график колебаний блеска звезды от времени, по которому вычисляют период обращения планеты и её радиус, по суммарному спектру можно даже оценить состав атмосферы планеты. Главная трудность состоит в том, что доля экзопланет, точно сориентированных своей орбитальной плоскостью на Землю, невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями может длиться годы. Кроме того, одного только факта наблюдения транзита ещё недостаточно, чтобы сказать, что открыта именно планета, а не звезда-сателлит, обращающаяся вокруг исследуемой звезды. Для вывода о том, что транзитное тело можно отнести именно к планете, необходимо определить его массу из спектральных наблюдений звезды и убедиться, что масса не превышает 13 масс Юпитера, так как при больших массах оно может оказаться маломассивной звездой (например, коричневым карликом).

Как правило, в реальных условиях исследователи сочетают метод наблюдения транзитов со спектроскопическим методом. Наблюдая одну и ту же звезду обоими методами, можно найти как истинную массу, так и радиус экзопланеты, и, следовательно, рассчитать её среднюю плотность и вторую космическую скорость. Это позволяет оценить физические условия на планете и даже предположить её химический состав. (На конец апреля 2008 года обнаружено 50 транзитных планет, 49 из них являются горячими гигантами).

4) Поиск планет ведётся ещё и с применением метода наблюдения микролинзирования. При комплексном поиске невидимых объектов во Вселенной, планет и, особенно, массивных тел - потухших звёзд и чёрных дыр, учитывается также эффект возможного микролинзирования (искривления под действием сильных гравитационных полей) светового (инфракрасного) излучения. Таким методом можно вести поиск одиночных планет, не обращающихся вокруг звезды, а свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Планету можно обнаружить по эффекту «гравитационной линзы», возникающему в тот момент, когда невидимая планета проходит на фоне далекой звезды. Своим гравитационным полем планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле; подобно обычной линзе, она концентрирует свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это очень трудоемкий метод поиска экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью огромного числа звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать. (На февраль 2008 года открыты 8 планет).

Открытия последних лет - это только начало

Не так давно был сделан целый ряд открытий в области обнаружения экзопланет. В конце 1995 г. два швейцарских астронома из Женевской обсерватории сообщили об открытии планеты в районе звезды 51 созвездия Пегаса. Эта звезда, похожая на Солнце, относится к спектральному типу G-2. Она имела колебания радиальной скорости около 50 м/с, что свидетельствовало о нахождении поблизости от неё планеты, равной по массе Юпитеру, с периодом обращения вокруг звезды, равным чуть больше 4 суток. Планета находится от звезды на расстоянии 7 миллионов км, в 8 раз ближе, чем Меркурий от Солнца. В принципе, такая ситуация не вписывается в рамки нормы, учитывая теоретические обоснования ученых-астрономов о том, что планеты, близкие по размерам к Юпитеру, не образуются вблизи центральных звёзд. Ранее считалось, что только планеты, небольшие по габаритам, типа планет земной группы, могут формироваться в таких условиях. Но вполне возможно, что придется многое пересмотреть в теории образования планетарных систем в целом и Солнечной системы в частности. Пока это лишь начало. С 1996 г. до конца 2007 г. было открыто около двухсот пятнадцати звёзд с гипотетическими планетами. Сейчас – ещё больше.

Можно смело предположить, что лет через двадцать у нас будут точные данные о существовании планетарных систем, аналогичных нашей, возможно, мы сможем вести за ними наблюдения с помощью мощнейших телескопов, которые пока находятся в стадии разработки. Интересно - существуют ли планеты, похожие на нашу Землю, и, если да, имеется ли на них Жизнь?