Разведка далеких планет
Шрифт:
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
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 расстоянияа 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).
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°х10°. 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 раз 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 несколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет.
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.
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.
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 ООО. 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.