20 кг до 2×1028 кг.
Рис. 6.3. Количество экзопланет, обнаруженных или подтвержденных в указанном году методом лучевых скоростей и астрометрически. Данные на 14 октября 2010 г. из Каталога экзопланет «Interactive Extra‑solar Planets Catalog», http://exoplanet.eu.
Однако само понятие «планета» по решению XXVI Генеральной ассамблеи MAC (2006 г.) распалось на несколько подтипов в связи с характером орбитального движения. Во — первых, если тело планетной массы обращается вокруг более крупного подобного тела, то его называют спутником (пример — Луна). Собственно «планета» (иногда говорят «классическая планета») определяется как объект Солнечной системы, достаточно массивный, чтобы под действием собственной гравитации принять гидростатически равновесную (сфероидальную) форму, и при этом не имеющий рядом со своей орбитой тел сравнимой с ним массы. Этим условиям удовлетворяют только Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Наконец, введен новый класс объектов Солнечной системы — «планета — карлик», или «карликовая планета» (dwarf planet). Эти тела должны удовлетворять следующим условиям:
— обращаться вокруг Солнца;
— не являться спутником планеты;
— обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества и придавала телу планеты сфероидальную форму;
— обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты от прочих тел.
Прототипом планет — карликов стал Плутон (диаметр 2300 км), а самым крупным представителем этого класса сейчас (конец 2010 г.) является Эрида (2400 км), объект пояса Койпера. Там же располагаются еще две карликовые планеты — Хаумея (1150 км) и Макемаке (1500 км). Пятым и пока последним членом этой группы является Церера (975×909 км), ранее считавшаяся крупнейшим астероидом Главного пояса.
Таким образом, в Солнечной системе мы имеем: 1) классические планеты; 2) карликовые планеты и 3) спутники с массой планет (таковых около дюжины), которые в этой книге я называю «планетами — спутниками». Номенклатура тел планетного типа за пределами Солнечной системы пока не настолько развита и совсем не формализована.
Объект с массой планеты, находящийся за пределами Солнечной системы, называют «экзопланетой» (exoplanet) либо «внесолнечной планетой» (extrasolar planet). Пока эти термины равноправны и по частоте употребления, и по смыслу (напомним, что греческая приставка экзоозначает «вне», «снаружи»). Сейчас оба эти термина почти без исключения относятся к планетам, гравитационно связанным с какой- либо звездой, за исключением Солнца. Такое толкование термину дают словари и энциклопедии. Например, «а planet that orbits a star outside the solar system». Или: «Extrasolar planet — any planetary body that orbits a star other than the Sun». Однако уже найдены и, возможно, существуют в немалом количестве самостоятельные планеты, обитающие в межзвездном пространстве. По отношению к ним используется термин «free‑floating» planets (свободно плавающие планеты), но нередко и они фигурируют под именем exoplanet. Таким образом, отдельного однозначного термина для членов околозвездных планетных систем пока нет. В данном обзоре для краткости мы используем термин экзопланета или просто планета, понимая под этим, если специально не оговорено, члена околозвездной планетной системы.
На 14 октября 2010 г. подтверждено открытие 496 экзопланет в 417 планетных системах (включая 4 планеты у двух радиопульсаров). При этом 49 систем содержат не менее двух планет, а одна — не менее 6. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды ε Эридана, на расстоянии 3,2 пк (10 св. лет) от Солнца. За текущей статистикой открытий удобно следить на агрегаторе ресурсов «Portal of the Universe» (http://www.portaltotheuniverse.org) или на сайте Planet Quest (http:// planetquest.jpl.nasa.gov), а подробные данные об экзопланетных системах можно найти в каталоге «The Extrasolar Planets Encyclopaedia» (http://exoplanet.eu), который поддерживается Жаном Шнайдером (Парижская обсерватория). Подавляющее большинство экзопланет обнаружено с использованием различных косвенных методов детектирования, но некоторые уже наблюдались непосредственно. Большинство замеченных экзопланет — это газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна, обращающиеся недалеко от звезды. Очевидно, это объясняется ограниченными возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать всё менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.
Методы поиска экзопланет
Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим те, который уже доказали свою состоятельность (табл. 6.1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.
Таблица 6.1
Методы поиска экзопланет
| Название метода | Принцип метода |
| Регистрация изображений (Direct imaging) | Получение прямого изображения экзопланеты путем регистрации ее излучения (собственного или отраженного ею света звезды) |
| Астрометрический метод (Astrometric method) | Поиск периодических колебаний положения звезды в плоскости небесной сферы, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы |
| Метод лучевых скоростей (Radial- velocity method) | Поиск периодических колебаний лучевой скорости звезды, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы |
| Фотометрия прохождений (Transit photometry) | Регистрация кратковременного уменьшения блеска звезды при проходе планеты на фоне звездного диска («затмение» звезды планетой) |
| Хронометраж (Timing) | Наблюдаются регулярные отклонения в моментах прихода периодических сигналов, вызванные изменением расстояния до их источника, совершающего орбитальное движение |
| Гравитационное микролинзирование (Gravitational microlensing) | Поиск кратковременного (но неоднократного) усиления блеска звезды заднего фона в результате искривления ее лучей в гравитационном поле более близкой к нам звезды с планетной системой |
Прямое наблюдение экзопланет
Планеты — холодные тела; сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Молодую планету можно заметить по ее собственному излучению в инфракрасном диапазоне. Но после кратковременного периода гравитационного разогрева и быстрого остывания тепловое излучение далекой планеты тоже становится незаметным. Правда, планеты с мощной атмосферой хорошо отражают свет. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для далекого наблюдателя она трудноразличима из‑за гораздо более яркого блеска самой звезды.
Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды а Кентавра и смотрит в телескоп в сторону Солнечной системы. Тогда Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск наших планет окажется для альфа-кентаврца очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации в его сторону дневного полушария планеты. В табл. 6.2 приведены самые «выгодные» значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Понятно, что одновременно они реализоваться не могут: при максимальном угловом расстоянии планеты от Солнца ее яркость будет примерно вдвое меньше максимальной.
Таблица 6.2
Солнечная система при наблюдении с расстояния α Кентавра
| Планета | Максимальное угловое расстояние от Солнца | Максимальный блеск в визуальных лучах | Планета | Максимальное угловое расстояние от Солнца | Максимальный блеск в визуальных лучах |
| Меркурий | 0,3" | 25m | Юпитер | 3,9" | 21m |
| Венера | 0,5 | 22 | Сатурн | 7,2 | 23 |
| Земля | 0,8 | 23 | Уран | 14 | 26 |
| Луна | 0,8 | 21 | Нептун | 23 | 28 |
| Марс | 1,1 | 27 | Плутон | 30 | 34 |
Как видим, лидером по обнаружимости является Юпитер, а за ним идут Венера, Сатурн и Земля. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы без особого труда могли бы заметить такие тусклые объекты, если бы на небе рядом с ними не было чрезвычайно яркой звезды. Но для далекого наблюдателя угловое расстояние планет от Солнца очень мало, что делает задачу их обнаружения чрезвычайно сложной.
Тем не менее астрономы сейчас создают приборы, которые решат эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть 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 — 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, видимо, придется доставить их на околоземную орбиту.
Измерение яркости звезды
Косвенный метод обнаружения экзопланет — метод прохождений, или транзитов — основан на наблюдении яркости звезды, на фоне диска которой перемещается планета. Только для наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты экзопланеты, она время от времени должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа Солнца, а экзопланета — типа Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1 %. Это можно заметить с помощью наземного телескопа. Но экзопланета земного размера закроет только 0,01 % поверхности звезды, а столь малое снижение яркости трудно измерить сквозь неспокойную земную атмосферу; для этого нужен космический телескоп.
Вторая проблема этого метода в том, что доля экзопланет, орбитальная плоскость которых точно ориентирована на Землю, весьма невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями — годы. Тем не менее прохождения экзопланет перед звездами уже неоднократно наблюдались.
Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, 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 метод поиска экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.
По указанным причинам основная роль в поиске экзопланет, подобных Земле, отводится космическим инструментам. С декабря 2007 г. ведутся наблюдения на европейском спутнике COROT, телескоп которого диаметром 27 см имеет поле зрения около 3° и оснащен чувствительным фотометром. Поиск планет осуществляется методом прохождений. Обнаружено уже более дюжины «юпитеров» и даже одна планета, размер которой лишь на 70 % больше, чем у Земли. В 2009 г. на гелиоцентрическую орбиту выведен спутник «Кеплер» (NASA) с телескопом диаметром 95 см, способный непрерывно измерять блеск более 100 тыс. звезд в поле зрения 10°×10°. От него ждут массового обнаружения планет земного типа, но пока найдено лишь несколько «юпитеров» и один «нептун» (правда, в списке подозреваемых — сотни объектов).
Измерение положения звезды
Весьма перспективными считаются методы, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты (табл. 6.3). В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер: в первом приближении нашу планетную систему вообще можно рассматривать как двойную систему Солнце — Юпитер, компоненты которой 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., который лишь немногим больше радиуса самого Солнца. С расстояния а Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а. е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004". Это очень маленький угол: под таким углом мы видим толщину карандаша с расстояния в 360 км. Но астрономы умеют измерять столь малые углы и поэтому уже не сколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет. В самое последнее время это удалось сделать с поверхности Земли, но перспективы астрометрического поиска экзопланет, безусловно, связаны с запуском специализированных спутников, способных измерять положения звезд с миллисекундной точностью.
Рис. 6.5. Взаимное движение звезды и планеты. Центр масс системы «звезда + планета» движется прямолинейно (пунктир). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс по подобным орбитам в противофазе (вверху). Наблюдая звезду, можно заметить ее «покачивания», указывающие на присутствие планеты.
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 1:1 000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V=13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.
Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos α, где α — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (M) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (M×cos α).
Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол а близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет — карликов.
Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980–х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.
Таблица 6.3
Астрометрические (угловые) и доплеровские колебания Солнца под влиянием планет
| Планета | Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги | Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с | Планета | Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги | Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с |
| Меркурий | 0,00002 | 0,008 | Сатурн | 0,89 | 2,8 |
| Венера | 0,00058 | 0,086 | Уран | 0,27 | 0,3 |
| Земля | 0,00098 | 0,089 | Нептун | 0,51 | 0,3 |
| Марс | 0,00016 | 0,008 | Плутон | 0,00008 | 0,00003 |
| Юпитер | 1,6 | 13 |
По существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым (по времени запаздывания сигнала) определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров. Вообще, метод хронометража (тайминга) требует лишь наличия стабильного «генератора импульсов», в роли которого может выступать пульсирующий или вращающийся белый карлик, тесная двойная звезда и т. п.