Разведка далеких планет

Сурдин Владимир Георгиевич

– 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 (975х х909 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 экзо- означает «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 г Эридана, на расстоянии 3,2 пк (10 св. лет) от Солнца. За текущей статистикой открытий удобно следить на агрегаторе ресурсов «Portal of the Universe» или на сайте Planet Quest (http:// planetquest.jpl.nasa.gov), а подробные данные об экзопланетных системах можно найти в каталоге «The Extrasolar Planets Encyclopaedia» , 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, которые 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

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 а Кентавра

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.

Рис. 6.4. Космический телескоп COROT: слева – подготовленный к запуску; справа – в процессе наблюдения за прохождением планеты по диску звезды (рисунок D. Ducros, CNES). Размер спутника: длина 4Д м, диаметр 2 м (без панелей солнечных батарей). Полная масса 630 кг, масса научной аппаратуры 300 кг. Точность наведения телескопа 0,5''. Мощность канала связи 1,5 Гбит/сутки. Основной вклад в создание этой космической обсерватории внес Национальный центр космических исследований Франции (Centre national d’etudes spatiales – CNES).