Точно в предсказанное время, ночью 9 сентября 1999 года, яркость звезды HD 209458 упала чуть больше, чем на 1 %. Тот же эффект наблюдался через неделю (через два орбитальных периода). Снижение яркости звезды было, очевидно, пропорционально размеру планеты. Зная массу планеты по данным спектрометрии и ее диаметр из наблюдений за транзитом, мы смогли высчитать ее плотность. Она составила 0,3 грамма на кубический сантиметр – так астрономы подтвердили, что наблюдаемый объект – газовый гигант[14]. Для самых упорных скептиков это стало решающим доказательством того, что эти странные «горячие Юпитеры» – действительно планеты.
После этого первого обнаружения несколько других планет со схожей массой и радиусом были исследованы с помощью обсерваторий. Однако атмосфера Земли препятствует систематическому поиску очень малых (с массой Нептуна или Земли) транзитных планет. Чтобы их обнаружить, мы должны отправиться в космос. Первая космиче-ская обсерватория, предназначенная для изучения колебаний звезд, а также планетных транзитов, была построена и запущена французским Национальным центром космических исследований (CNES). Один из результатов этой миссии – открытие транзитной планеты CoRoT-7b. С периодом всего 0,86 дня, радиусом всего 1,7 радиуса Земли и массой в пять раз больше земной эта планета стала первой суперземлей, плотность которой мы смогли оценить. В пределах погрешности измерений такая плотность типична для скалистой планеты земного типа. Однако близость CoRoT-7b к звезде означает, что ее поверхность покрыта расплавленными силикатами, по крайней мере, на полушарии, обращенном к звезде (вращение планеты, скорее всего, синхронизировано с периодом ее обращения).
Когда планета проходит перед своей звездой, излучение небольшой части звездного диска блокируется. По мере вращения звезды транзитная планета вызывает небольшую аномалию наблюдаемой скорости этого вращения. Детальный анализ этой аномалии (так называемого эффекта Росситера – Маклафлина) позволяет нам оценить угол между плоскостью орбиты и экваториальной плоскостью звезды. Орбитальная миграция планеты-гиганта из-за ее гравитационного взаимодействия с аккреционным диском на этапе формирования планет должна, скорее всего, сохранить компланарность между двумя вышеупомянутыми плоскостями. Сначала анализ нескольких аномалий Росситера-Маклафлина подтвердил это ожидание. Но совсем недавно астрономы обнаружили несколько планет, орбитальные плоскости которых значительно наклонены относительно экваториальной плоскости звезды. Хуже всего то, что на «неправильных» орбитах было найдено даже несколько планет, вращающихся в направлении, противоположном вращению их звезд!
Эти наблюдения показывают, что миграция, ожидаемая как результат взаимодействия с аккреционным диском, безусловно, не является ключевым фактором, объясняющим существование «горячих Юпитеров». Физические механизмы, которыми можно было бы объяснить разнообразие структур планетных систем, оказались довольно сложными.
Массы и радиусы транзитных планет можно оценить. Очевидно, что соотношение между радиусом и массой зависит от состава конкретной планеты. Наблюдения за транзитными планетами демонстрируют удивительное разнообразие внутренних структур таких планет. Например, мы можем заметить большой разброс в радиусах планет с массами в несколько раз больше земной. Очевидно, что не все эти небесные тела являются скалистыми планетами. Внутренний состав планеты – это результат истории ее формирования и эволюции. Аккреция частиц льда и/или частиц пыли связана с траекторией ее миграции. Когда сокращение орбиты планеты малой массы приводит к тому, что она проходит совсем рядом со звездой, приходится принимать во внимание возможное испарение веществ с ее поверхности и из ее атмосферы.
В качестве примера сложной игры различных факторов можно представить себе планету, образовавшуюся на довольно большом расстоянии от звезды в результате аккреции частиц льда. Если в этой первой фазе не успеет сформироваться ядро, достаточно массивное для притяжения газа из диска, такая планета завершит фазу формирования в виде ледяной планеты, похожей на Уран или Нептун. Если мы добавим в этот сценарий сильную орбитальную миграцию, будет реальный шанс получить ледяную планету, достаточно близкую к звезде, чтобы ее льды растаяли и превратили ее в «планету океанов». И такой тип планет может встречаться во вселенной довольно часто, несмотря на то, что в нашей Солнечной системе он не представлен!
Тщательный анализ спектров, полученных во время транзита планеты, в сравнении со спектрами, полученными в другое время, многое говорит нам о составе планетных атмосфер – и здесь мы тоже наблюдаем удивительное разнообразие!
Невозможно было бы завершить этот разговор, не упомянув потрясающие результаты, достигнутые миссией NASA «Кеплер». Имея гораздо большую апертуру по сравнению с его предшественницей, обсерваторией CoRoT, «Кеплер» обнаружил уже более 2000 потенциальных планетных систем. Особо стоит отметить открытие планет с кратной орбитой (внешней по отношению к двойной звезде), планет с радиусами меньше земного и, возможно, самое интересное – мультипланетных транзитов. «Кеплер» обнаружил несколько сотен систем, в которых несколько планет (до шести штук!) поочередно проходят перед звездой, пересекая наш луч зрения.
Сравнение распределения планет в мультитранзитных системах со статистикой обнаружения планет по эффекту Допплера позволяет оценить взаимные наклоны различных орбитальных плоскостей. Результат (с точностью до 1°) указывает на невероятную компланарность этих систем, свойство, которое еще предстоит понять, когда мы попытаемся изучить их формирование и эволюцию. Поле обзора «Кеплера» представляет собой довольно узкий луч, при этом большинство звезд, к сожалению, довольно неяркие. «Кеплер» позволяет определять радиусы планет, но физическая интерпретация этих богатых данных стала бы намного богаче, если бы мы могли измерить их массу.
Спектрограф HARPS, установленный в обсерватории Ла-Пальма в апреле 2012 года, уже помог узнать кое-что о самой маленькой планете, обнаруженной Кеплером. Действительно, Кеплер 78b похожа на Землю: с массой 1,86 от земной и радиусом 1,16 от земного. Ее средняя плотность говорит о том, что она состоит из железа и камня. Эта планета представляет собой настоящий ад, так как расстояние до родительской звезды составляет всего 0,0089 астрономических единиц (в 100 раз ближе, чем от Земли до Солнца).
Массив данных, полученных за последние 19 лет, будет и далее способствовать нашему пониманию физики формирования планетных систем и, в частности, нашей соб-ственной системы. Однако мы не можем игнорировать самую амбициозную и долгосрочную задачу: поиск жизни в различных уголках вселенной. Конечно, этот кружащий голову вопрос может касаться и нескольких мест в Солнечной системе, таких как Марс или спутники Юпитера и Сатурна Европа и Энцелад. Но я не буду сейчас обсуждать наших ближайших соседей. Мне интересно: реально ли обнаружить признаки жизни на экзопланетах?
Первый шаг, необходимый для ответа на этот вопрос – поиск планет с подходящими характеристиками химиче-скимого состава, содержащих элементы, необходимые для развития живых организмов. Скалистые планеты, расположенные в так называемой «обитаемой зоне» своих родительских звезд, считаются многообещающими объектами для грядущих поисков жизни вне Солнечной системы. Обитаемая зона соответствует расстоянию, при котором на поверхности планеты может существовать жидкая вода. Но одного этого, безусловно, недостаточно для развития жизни. Например, масса планеты также имеет важное значение, поскольку слишком маленькая планета не сможет удержать атмосферу. Слишком большой орбитальный эксцентриситет также является неблагоприятным фактором, поскольку температура атмосферы планеты будет колебаться слишком сильно.
Вероятно, необходимо учитывать и другие условия, такие как тектоника плит, магнитные поля, отсутствие приливного захвата и так далее. Однако уже сейчас мы можем идентифицировать планеты, отвечающие минимальным требованиями – есть жидкая вода на поверхности, массы достаточно, чтобы предотвратить потерю атмосферы, а орбита не слишком эксцентрична. К физическим условиям нужно добавить условия наблюдаемости. При проведении любого поиска признаков жизни на экзопланетах мы вынуждены выбирать родительские звезды, наиболее близкие к нам. Принимая во внимание огромное отношение яркостей звезды и планеты, угловое расстояние между планетой и ее звездой не должно быть слишком маленьким, иначе мы не сможем измерить спектр планеты. Кроме того, чтобы измерить такой спектр с необходимой достоверностью, нужно собрать достаточно фотонов, излучаемых из атмосферы планеты. Эти условия мы можем соблюсти только для планетных систем на ограниченной дистанции – порядка 50 световых лет или ближе.
Число транзитных «двойников» Земли на таких близких расстояниях, вероятно, весьма ограничено. Поскольку все амбициозные проекты астрометрических миссий такого рода были отклонены, единственным оставшимся способом обнаружить потенциально обитаемые планеты на близких расстояниях является доплеровская спектро-скопия. Но мы сталкиваемся с трудностями, пытаясь обнаружить колебания радиальной скорости звезд, так как они составляют всего лишь доли метра в секунду и при этом накладываются на колебания, вызванные другими причинами. Амплитуды собственных колебаний звезд, возникающих в результате их циклической магнитной активности, составляют порядка 1 метра в секунду для самых тихих звезд, а для активных они могут быть в 10 раз выше. Несмотря на эти сложности, спектрограф HARPS уже обнаружил три суперземли в обитаемой зоне их звезд: планета Gliese 581d (семь земных масс, у звезды в три раза меньше Солнца), планета HD 85512b (3,6 земной массы, вращается вокруг звезды с массой в 75 % от солнечной) и планета