Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 45

Почему такой «перекос» в данных? Причина — в методах поиска и возможностях современного астрономического оборудования.

Об этом и поговорим подробнее.

Поиск и наблюдение экзопланет, увы, куда более затруднительный процесс, нежели наблюдение звёзд, галактик, чёрных дыр и других что-нибудь излучающих объектов. Прямое наблюдение экзопланет в оптическом диапазоне или с помощью радиотелескопов — современных, во всяком случае, довольно затруднительно, а в подавляющем большинстве случаев — и просто невозможно.

Планеты не излучают собственный свет в видимом спектре — только отражённый. Большую часть энергии они отдают в инфракрасном диапазоне. Только с помощью очень чувствительных инфракрасных телескопов возможно прямое обнаружение таких небесных тел, при этом необходима ещё и сложная процедура «отделения зёрен от плевел» — то есть из суммарного излучения солнца и планеты необходимо вычитать излучение самого Солнца.

Всего четырнадцать планет были обнаружены с помощью прямых наблюдений — в оптическом или радиодиапазонах.

Поэтому чтобы найти большинство экзопланет используются косвенные методы. Самым очевидным из них, но отнюдь не самым эффективным стал метод наблюдения транзитов. Иными словами, если (ключевое слово — «если») экзопланета в какой-то момент оказывается точно между Землёй и своей звездой, то она, проходя через диск этой звезды, едва заметно её затмевает, что приводит к кратковременному падению светимости.

Фотометрические наблюдения позволяют построить график колебаний блеска звезды во времени, по которому затем вычисляется период обращения планеты и её радиус. Но: во-первых, доля экзопланет, сориентированных «ребром» своей орбитальной плоскости точно к Земле, очень невелика . Кроме того, «затмение» может длиться всего несколько часов, а следующего ждать приходится по нескольку дней, а то и месяцев или даже лет. К тому же, сколько-нибудь существенно падение блеска возможно лишь в том случае, если планета действительно крупная. В этом случае возникает новая проблема: надо доказать, что это именно газовый гигант, а не более тёмная карликовая звезда-компаньон или так называемый коричневый карлик — нечто среднее между газовыми гигантами и звёздами. Сейчас принято считать, что коричневый карлик — это объект с массой более тринадцати масс Юпитера.

Наконец, случается так, что за планету принимают вообще нечто постороннее. Так, например, несколько лет назад «свежеоткрытая» экзопланета-гигант оказалась не более чем пятном на поверхности звезды.

В общем, сложностей много, и сам по себе метод наблюдения транзитов стопроцентной надёжности не даёт (как, впрочем, и все остальные).

С другой стороны, транзитный метод в теории позволяет отыскивать и совсем некрупные планеты — при условии надлежащей чувствительности аппаратуры. Поскольку некрупные планеты оказывают гравитационное воздействие и на свою звезду, и на газовые гиганты (если такие найдутся поблизости), их можно обнаружить именно с помощью метода, называемого Transtit Timing Variations.

В 2010 году так уже была найдена планета WASP-3c.

В большинстве случаев «главными» методами поиска и обнаружения экзопланет являются астрометрия и метод лучевых скоростей, он же — метод допплеровской спектроскопии.

В основе метода лучевой скорости лежит оценкарадиальной (лучевой) скорости звезды.

Если некоторый объект (светило) движется относительно наблюдателя А, то есть в нашем случае Земли, то скорость его движения может быть разложена на две составляющие.

Одна из них, представляющая проекцию скорости на луч зрения или радиус-вектор, называется лучевой скоростью звезды, а трансверсальная составляющая скорости, перпендикулярная лучу зрения, называется собственным движением .

Лучевая скорость звезды сама по себе определяется по допплеровскому смещению её спектра (путём сравнения фотографий спектра звезды в разное время).

Поскольку не только звезда и её планета (или планеты) оказывают гравитационное воздействие друг на друга, планета наводит определённые колебания на свою звезду (собственно, обнаружение таких колебаний и является целью астрометрии), а это сказывается на её лучевой скорости — она становится неравномерной.

Естественно, изменения в спектре оказываются крайне малы, — но достаточны, чтобы обнаружить у звезды «невидимого компаньона»

Так была открыта первая в истории экзопланета — Гамма Цефея Ab, как и первый «горячий Юпитер», располагающийся возле солнцеподобной звезды — 51 Пегаса b, (51 Pegasi b)и львиная доля других «крупнокалиберных» планет. Можно ожидать, что по мере увеличения чувствительности астрономического оборудования точность измерений будет расти, как и количество обнаруженных экзопланет, причём не только гигантских.

Из 504 известных на сегодня экзопланет этим методом были обнаружены 469 штук. И это число явно продолжит увеличиваться со временем.

Наконец, есть ещё один любопытный метод: микролинзирование. Собственно, речь идёт об обнаружении других планет с помощью "гравитационных линз", формируемых массивными телами (звёздами, чёрными дырами) или системами тел (галактиками и скоплениями галактик). Такие «линзы» позволяют обнаружить компактные массивные тела, в других случаях совершенно невидимые.

Фактически, это разновидность «прямого наблюдения», только чувствительность земного производство аппаратуры многократно усиливается самой матерью природой.

Такой метод отличается трудоёмкостью, он требует длительного наблюдения за яркостью сразу огромного числа звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать с некоторой долей эффективности: на сегодняшний день с помощью этого метода открыты десять планетных систем и одиннадцать отдельных планет.

В теории, этот метод позволяет обнаруживать и «блуждающие планеты», не обращающиеся вокруг какой-либо звезды. Таких объектов во Вселенной может быть великое множество, поскольку, по сути, они представляют собой «недооформившиеся» звёзды и коричневые карлики.

В принципе, в подзаголовке всё сказано: орбитальные телескопы обладают рядом важных преимуществ. Во-первых, им не мешают атмосферные возмущения, составляющие значительную проблему для наземных телескопов.

Во-вторых, если понадобится (а это иногда нужно), систему космических телескопов можно расположить на расстоянии, превышающем диаметр Земли, что позволит, например, значительно повысить точность оценки спектров далёких звёзд.