объектами облака Оорта. Второй этап проходил во время поздней тяжелой бомбардировки. Тогда в результате миграции планет-гигантов, спустя примерно 600–650 млн лет после образования Солнечной системы, произошла существенная перестройка орбит, в результате которой множество тел, находившихся во внешнем диске за орбитой Нептуна (на расстоянии около 30 a.е.), перешло на более высокие траектории движения вокруг Солнца. Численные модели показывают, что рост числа комет в облаке продолжался почти миллиард лет.
Орбиты комет в облаке Оорта изменяются под действием внешних воздействий. В результате кометы могут попадать во внутренние области Солнечной системы.
Всего известно более 5000 комет. Несколько сотен комет принадлежит к так называемому семейству Юпитера. Орбиты этих объектов, изначально располагавшихся в основном в так называемом рассеянном диске за орбитой Нептуна, были изменены Юпитером, сделавшим их периоды более короткими (менее 20 лет), а расстояния в перигелии – более близкими к Солнцу, что позволяет регулярно и многократно их наблюдать. Также существует несколько тысяч комет, родственных комете Галлея, с относительно большими орбитальными периодами обращения (более 20 лет).
Кометы из облака Оорта испытывают влияние галактического гравитационного потенциала, а также звезд, пролетающих вблизи Солнца. В результате этого орбиты комет меняют свою ориентацию относительно плоскости эклиптики и почти равномерно заполняют пространство. Со временем из-за внешнего влияния перигелии некоторых из них уменьшаются, на них начинают воздействовать планеты-гиганты, и в итоге некоторые из этих кометных ядер попадают во внутренние области Солнечной системы, где их можно наблюдать. В ближайшее время с запуском таких инструментов, как большой обзорный телескоп LSST (Large Synoptic Survey Telescope, Большой обзорный телескоп), можно будет наблюдать большее количество комет, чьи перигелии лежат дальше 3 a.е. от Солнца, где активность комет (т. е. испарение ядра) еще не велика.
Современные исследования показывают, что судьба комет из разных семейств может быть различной. Кометы системы Юпитера, происходящие из рассеянного диска транснептуновых объектов, со временем перестают проявлять активность, и мы регистрируем их как астероиды (многие околоземные астероиды – это бывшие кометы). А долгопериодические кометы из облака Оорта после нескольких прохождений перигелия, по-видимому, разваливаются, не оставляя крупных фрагментов. Причины этого до конца не ясны. Возможно, в кометах семейства Юпитера меньше летучих элементов, так как значительную часть времени они проводили не столь далеко от Солнца, как их родственники из облака Оорта.
Глава 3Экзопланеты
Технический прогресс позволил к началу 1990-х гг. вплотную приблизиться к возможности поиска экзопланет. Сразу несколько подходов позволили открывать планеты у разных типов объектов. Первый сюрприз был связан с обнаружением планет у нейтронной звезды (радиопульсара), второй – с открытием горячих юпитеров, планет-гигантов, обращающихся очень близко от своих звезд. Сейчас достоверно известны несколько тысяч планет и есть многие тысячи кандидатов, в основном обнаруженных путем наблюдений с помощью космической обсерватории Kepler. Некоторые из них по своим параметрам не похожи ни на одну планету Солнечной системы, да и сама структура многих экзопланетных систем отличается от Солнечной. В изучении экзопланет наблюдается значительный и быстрый прогресс. Постоянно появляются новые инструменты, позволяющие совершать новые открытия, и каждые несколько месяцев астрономы получают новые важные результаты в этой области исследований.
3.1. Способы обнаружения и изучения экзопланет
На вопрос, какая экзопланета была открыта первой, нет однозначного ответа. Если говорить о первом достоверно обнаруженном объекте планетной массы вне Солнечной системы, то это планета у пульсара, открытая в 1992 г. Если мы говорим о первой достоверно обнаруженной планете у нормальной звезды, то это 51 Пегаса b (1995 г.). Однако можно говорить и о более ранних (конец 1980-х гг.) работах. В одном случае был достоверно открыт объект вокруг нормальной звезды, хотя до сих пор нет точной оценки его массы (и поэтому неясно, то ли это гигантская планета, то ли бурый карлик). В другом случае был заподозрен объект планетной массы, но не хватало точности, и подтвердить его удалось лишь годы спустя. Эти планеты были обнаружены методами тайминга (т. е. по измерению изменений времен прихода импульсов, в данном случае – радиопульсара) и лучевых скоростей. Однако некоторые специалисты считают, что полная убежденность научного сообщества в существовании экзопланет появилась только после начала открытия транзитных планет. В чем же преимущества и недостатки разных методов обнаружения экзопланет?
Александр Вольцшан и Дейл Фрэйл в 1992 г. открыли первую планету, обращающуюся вокруг пульсара.
Можно выделить восемь методов, которые позволяют открывать планеты у других звезд (а также в некоторых случаях одиночные планеты, свободно летающие в пространстве):
1. Измерение вариации лучевых скоростей звезд.
2. Наблюдение прохождения планет по диску звезды (транзиты).
3. Тайминг транзитов, двойных систем и пульсирующих источников.
4. Фотометрическое микролинзирование.
5. Астрометрическое микролинзирование.
6. Астрометрические измерения смещения звезд.
7. Выделение вклада планеты в полное излучение системы.
8. Получение прямых изображений.
Большинство из этих способов уже хорошо себя зарекомендовали, а некоторые пока недостаточно точны, но достигнут необходимой точности в ближайшем будущем.
Метод лучевых скоростей основан на том, что звезда совершает движения под действием гравитации планет. В простейшем случае, когда есть одна планета (или же одна из планет намного тяжелее остальных), мы имеем дело с аналогом двойной системы: два тела вращаются вокруг общего центра масс (барицентра). Мы не можем видеть планету, но видим звезду, и, анализируя ее спектр, мы можем измерить доплеровское смещение линий, соответствующее проекции орбитальной скорости на луч зрения (направление от наблюдателя к звезде).
Мишель Майер и Дидье Кело в 1995 г. открыли первую планету (горячий юпитер), обращающуюся вокруг нормальной звезды.
Идея была очевидна уже давно, но существовал ряд технических проблем. Во-первых, надо измерять скорость звезды с точностью порядка метров в секунду. Во-вторых, это надо делать в рамках длинной серии наблюдений. Проблемы удалось решить лишь к середине 1990-х гг., используя наземные телескопы. Результатом стало обнаружение Мишелем Майером (Michel Mayor) и Дидье Кело (Didier Queloz) планеты у звезды 51 Пегаса.
В настоящее время точность измерений по эффекту Доплера превосходит 1 м/с, однако для обнаружения таким способом полного аналога Земли необходима точность на уровне 0,1 м/с. Кроме того, активность звезд и их пульсации мешают высокоточным измерениям с помощью метода лучевых скоростей. Видимо, следующее поколение детекторов сможет достичь этого уровня. Пока же таким способом в основном открывают или более массивные планеты, или легкие планеты у маломассивных звезд с меньшими, чем у Земли, орбитальными периодами.
Этот метод позволяет определить массу планеты, если известна масса звезды. Неопределенность измерения зависит от неизвестного наклона орбиты к лучу зрения. Однако в подавляющем большинстве случаев (87 %) оценка без знания угла наклона отличается от истинного значения менее чем в два раза.
На сегодняшний день большинство экзопланет было открыто методом транзитов – прохождения планеты по диску звезды. Это приводит к падению блеска, поскольку яркий звездный диск оказывается частично закрыт более темной планетой. Падение обычно составляет от нескольких десятитысячных до пары десятков тысячных (т. е. от сотых долей процента до пары процентов) – это очень небольшие величины. Кроме того, для надежного обнаружения экзопланеты необходимо зарегистрировать несколько транзитов, т. е. необходимы стабильные высокоточные измерения. Из-за влияния атмосферы при наблюдениях с Земли достичь такой точности трудно, поэтому наиболее эффективны космические проекты.
Космическая обсерватория Kepler – первый крупный специализированный космический проект для поиска транзитных экзопланет.
Для поиска транзитных планет использовалось несколько космических аппаратов, однако самой мощной «машиной открытий» стала космическая обсерватория Kepler, запущенная в 2009 г. Проработав до 2013 г. в штатном режиме и наблюдая около 150 000 звезд в направлении созвездий Лебедь и Лира, этот аппарат обнаружил несколько тысяч планет и десятки тысяч кандидатов в планеты. Начиная с 2013 г. аппарат работает без фиксации области наблюдений, сканируя небо и продолжая открывать планеты и изучать звезды.
Если известен размер звезды, при использовании транзитного метода удается измерить радиус планеты, а в редких случаях определить и ее массу. На сегодняшний день известно несколько сотен планет, для которых одновременно известны и масса, и радиус (часто это требует использования двух разных методов наблюдений), что позволяет делать более надежные выводы о составе таких тел.
Наличие планет вызывает наблюдаемые периодические отклонения в движении компонент двойных звезд.
Самый первый объект планетной массы был обнаружен методом тайминга. Если мы наблюдаем периодический сигнал, то движение источника сигнала относительно барицентра из-за присутствия планеты будет приводить к сдвигу моментов прихода импульсов. Источником сигнала может быть, например, пульсирующий белый карлик, а может быть нейтронная звезда – радиопульсар. Именно у такого объекта PSR 1257 + 12 Александр Вольцшан (Aleksander Wolszczan) и Дейл Фрэйл (Dale Frail) в 1992 г. обнаружили три планеты малой массы.
Кроме того, наличие планет приводит к сбоям в периоде двойных систем, что также можно наблюдать. Примером является система NN Змеи, состоящая из красного и белого карликов. Тщательный анализ орбит звезд в этой двойной привел к выводу о существовании в ней двух планет-гигантов.