Что представляют собой экзопланеты и чем планеты отличаются от коричневых карликов

Экзопланета («экзо» по гречески означает «вне») — планета, находящаяся за пределами Солнечной системы. Иначе экзопланеты называют «внесолнечными планетами» (extra solar planet), но такое название встречается намного реже.

Впервые экзопланеты были обнаружены в 1990-х годах по слабому «дрожжанию» звезд, вокруг которых они обращаются.

К середине 2001 планетные системы были открыты у 58 близких к Солнцу звезд и двух радиопульсаров, причем в некоторых случаях обнаружены системы из нескольких планет, однако из-за малых (по сравнению со звездами) размеров, пока ни одну из них не удалось непосредственно наблюдать и исследовать.

Поскольку наиболее легко обнаруживаются самые массивные экзопланеты, сильно «раскачивающие» звезду, вокруг которой они обращаются, большинство из открытых до сих пор экзопланет оказались гигантами, даже более массивными, чем Юпитер. Впрочем, точность современных средств наблюдения позволяет вычислять и планеты по размеру близкие  нашей Земле.

Визуальные различия между планетами (Юпитер, справа), коричневыми карликами (вторая справа) и самыми маленькими из «нормальных» звезд (третья справа). Всё это на фоне звезды типа нашего Солнца (слева), напоминаю, квалифицирующегося как «желтый карлик»

Визуальные различия между планетами (Юпитер, справа), коричневыми карликами (вторая справа) и самыми маленькими из «нормальных» звезд (третья справа). Всё это на фоне звезды типа нашего Солнца (слева), напоминаю, квалифицирующегося как «желтый карлик»

Поскольку почти одновременно с открытием экзопланет астрономы обнаружили звездообразные объекты сверхмалой массы – коричневые карлики, – возникла необходимость провести четкую границу между звездами и планетами.

Сейчас считается общепринятым, что планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Как показывают расчеты, при формировании космических объектов нормального (солнечного) химического состава с массой более 13 масс Юпитера (Мю) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия – тяжелого изотопа водорода, наиболее легко вступающего в реакцию ядерного синтеза.

При меньших массах объектов ядерные реакции в них не происходят. Поэтому массу в 13 Мю считают максимальной массой планеты. Объекты с массами от 13 до 70 Мю называют «коричневыми карликами», а еще более массивные – «звездами».

Методы поиска экзопланет

Планеты, в отличие от звезд – «холодные» тела, сами по себе не излучают свет, а лишь отражающие лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды (и тем более одиночную планету без звезды), практически невозможно обнаружить. Если же она движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для удаленного наблюдателя такая планета неразличима из-за гораздо более яркого блеска самой звезды.



Метод прямого экзопланет путем прямого наблюдения

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 вот блеск планет окажется очень слабым: Юпитер будет «звездочкой» 23 звездной величины, Венера – 24 величины, а Земля и Сатурн – 25 величины (т.е. планеты Солнечной системы для гипотетического наблюдения не видны даже в бинокль).

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 угловых секунд. Для современных телескопов заметить предельно слабое светило так близко от яркой звезды – задача непосильная, нужны специальные приборы.

Экзопланета 2M1207b нарисованная по данным космического телескопа Хаббл.

Экзопланета 2M1207b нарисованная по данным космического телескопа Хаббл. Экзопланета в 4 раза массивнее Юпитера находится от нас на расстоянии в 170 световых лет

Например, изображение яркой звезды можно закрыть специальным экраном, чтобы ее свет не мешал изучать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют «звездным коронографом». По конструкции он похож на солнечный внезатменный коронограф Лио.

Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции ее световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами – так называемым «звездным интерферометром».

Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть 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.

Правда, оба описанных прибора (коронограф и интерферометр) лишком чувствительны к влиянию земной атмосферы (а наш гипотетический наблюдатель, полагаю, будет также обитать на планете располагающей атмосферой), поэтому для успешной работы приборов, по-видимому, их придется сперва доставить на околоземную орбиту.

Метод поиска экзопланет через измерение яркости звезды

Существуют косвенные методы обнаружения экзопланет, основанные на наблюдении звезды, на фоне которой перемещается экзопланета.

Например, если Земля лежит в плоскости орбиты экзопланеты, то время от времени экзопланета должна затмевать свою звезду. 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%, а это можно заметить с помощью телескопа.

Главная трудность в том, что доля таких экзопланет, точно ориентированных своей орбитальной плоскостью на Землю, должна быть невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями – годы. Тем не менее уже имеются предварительные сообщения, что такие затмения наблюдались.

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, не обращающихся вокруг звезды, а свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Такое тело 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 методов описка экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

Звездная система TRAPPIST-1 сулила множество открытий - как минимум 3 из её планет вращались в «зоне жизни» звезды.

Звездная система TRAPPIST-1 сулила множество открытий — как минимум 3 из её планет вращались в «зоне жизни» звезды. Как оказалось в итоге их звезда «бешеной», и время от времени «облучала» свои планеты просто невероятным потоком радиации. Минус одно место для поиска жизни во вселенной

Метод поиска экзопланет через измерение положения звезды

Более перспективными считаются методы поиска экзопланет, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты.

В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер, и в первом «грубом» приближении можно рассматривать всю нашу солнечную систему, как двойную систему крупнейших центров масс Солнце – Юпитер.

Они разделены расстоянием 5,2 а.е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е. (это чуть больше радиуса самого Солнца).

С расстояния Альфы Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а.е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004 угл. сек. Это очень маленький угол: под таким углом нам видится толщина карандаша с расстояния в 360 км. Но астрономы умеют измерять столь малые углы и поэтому уже несколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет. Пока результаты неоднозначные.

Метод поиска экзопланет через измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее.

Вновь рассмотрим систему Юпитер – Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс этой системы составляет V = 13 м/с. Для постороннего наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет то приближается с такой скоростью, то удаляется.

Если луч зрения наблюдателя и перпендикуляр к орбитальной плоскости планеты составляют угол i, то наблюдаемая амплитуда скорости будет меньше (V sin i). Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? Обычно для измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера.

Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяются длины волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, а если удаляется – к красному. До конца 1980-х годов точность измерения скорости оптической звезды этим методом была не более 500 м/с.

Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Тогда и стало возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс (с точностью до фактора sin i, поскольку наклон орбитальной плоскости экзопланеты в большинстве случаев найти невозможно).

По-существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров.

Метод поиска экзопланет через астрометрический поиск

Первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что слабенькая красная звездочка в созвездии Змееносца быстро перемещается по небу относительно других звезд – на 10 угловых секунд в год.

Астрономы за такую немыслимую для звезд скорость назвали ее Летящей звездой Барнарда.

Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда – весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. И действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы Альфа Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, поэтому влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938, изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995).

Смещение Летящей звезды Барнарда за 16 лет - немыслимая скорость для звезды!

Смещение Летящей звезды Барнарда за 16 лет — просто немыслимая скорость для звезды!

Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02 угл. сек., следовательно вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а.е. В начале 1960-х годов это сообщение облетело весь мир. Но не все астрономы согласились с выводами П. ван де Кампа.

Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж.Гейтвуд (G.Gatewood) и его коллеги к 1973 выяснили, что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит массивных планет в качестве спутников не имеет.

Однако эти же работы принесли и новую находку: были замечены зигзаги в движении пятой от Солнца звезды Лаланд-21185. Сейчас получены веские доводы, что вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Мю, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Мю, 2,5 а.е.). Для подтверждения этого открытия ведутся наблюдения.


Список источников литературы