Экзопланеты
Теперь их просто захлестывал поток новых фактов: куда бы они ни обернулись — к большим ли солнцам Центавра или к Красному Карлику, — всюду сияли неисследованные планеты.
С.Лем. «Магелланово Облако» (1955)
М.Я.Маров, И.И.Шевченко
Экзопланеты — новый широчайший класс астрономических объектов, неизмеримо расширивших наши представления о Вселенной и давших дополнительные возможности для физических и динамических исследований. На 19 мая 2014 г. открыто уже 1791 экзо-планета (из них значительная часть — благодаря космическому телескопу «Кеплер») и еще больше кандидатов в планеты. Сейчас известно более 1100 экзосистем (экзопланетных систем), и их число растет лавинообразно (рис.1) — как за счет ввода в действие новых, все более эффективных и точных инструментов (главным образом на космических аппаратах, КА), так и благодаря разработке новых, все более изощренных методов обнаружения. К сожалению, большинство методов несвободно от эффектов наблюдательной селекции: лучше «заметны» большие планеты на близких к родительской звезде орбитах.
Михаил Яковлевич Маров, академик, заведующий отделом планетных исследований и космохимии Института геохимии и аналитической химии им.В.И.Вернадско-го РАН. Лауреат Ленинской премии (1970), Государственной премии СССР (1980), Галаберовской премии по астронавтике (1972), премии Международной академии астронавтики (2011), премии Элвина Сиффа (2013). В 2014 г. награжден медалью Нордберга. Главный редактор журнала «Астрономический вестник. Исследования Солнечной системы». Занимается вопросами исследований Солнечной системы, включая фундаментальные проблемы ее происхождения и ранней эволюции на основе комплексных теоретических подходов и методов математического моделирования.
Иван Иванович Шевченко, доктор физико-математических наук, заведующий отделом небесной механики и динамической астрономии Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург). Член Международного астрономического союза. Область научных интересов — небесная механика, нелинейная динамика, динамика малых тел Солнечной системы, динамика планетных систем.
Экспериментальные ухищрения
История разработки основных методов поиска описана подробно, в том числе в «Природе» [1]. Напомним лишь о наиболее эффективных сегодня, а также о некоторых перспективных. Методы подразделяются на прямые (основанные на непосредственных наблюдениях собственного или отраженного излучения планет) и косвенные (все остальные). Первые применять чрезвы-
© Маров М.Я., Шевченко И.И., 2014
чайно трудно из-за огромного различия световых потоков от родительской звезды и от планеты; например, для удаленного наблюдателя поток в оптическом диапазоне от Солнца превышает таковой от Земли более чем на 10 порядков (в инфракрасной области контраст несколько меньше). Для выделения слабого планетного сигнала годятся те методы, которые так или иначе исключают свет от звезды: коронография, «обнуляющая» интерферометрия, поляриметрия. Коронограф представляет собой линзу или камеру-обскуру, установленную на луче зрения позади затмевающего диска, который блокирует свет от центрального (яркого) объекта. В «обнуляющем» интерферометре в отличие от обычного (где при комбинировании потоков максимумы электромагнитной волны совмещаются и усиливаются) совмещаются максимумы и минимумы, так что сигнал от главного (яркого) объекта обнуляется, а смещенный сигнал от планеты ос-
Рис.1. Рост числа открытых экзопланет. График построен по данным ExtrasoLar Planets Encyclopaedia (http://exoplanet.eu) на октябрь 2013 г.
тается прежним. Используя поляриметрию, можно исключить неполяризованный свет от звезды, чтобы эффективно выделить поляризованный планетный* (ожидаемая доля поляризованного сигнала в общем световом потоке от звезды и планеты составляет не более 10-5). В 2008 г. С.В.Бердюгина с коллегами впервые наблюдали поляризованный сигнал от открытого ранее горячего юпитера HD189733b. А первой планетой, открытой прямым наблюдением — путем накопления изображения на ПЗС-матрице телескопа, — стала планета-гигант 2M1207-39b у звезды особого типа — коричневого карлика (Г.Шовен и др., 2004).
На косвенных методах остановимся подробнее. Астрометрический метод — первый, с помощью которого пытались искать экзопланеты, — исследует периодические колебания звезды в проекции на картинную плоскость: звезда при наличии у нее планеты (планет) движется по орбите вокруг общего центра масс системы. При этом наблюдаемый угловой размер этой орбиты очень мал. В 60-х годах XX в. П.Ван де Камп объявил об открытии им периодической модуляции, вызываемой спутником планетной массы, в видимом движении звезды Барнарда — одной из ближайших к Солнцу. Однако более поздние наблюдения с HST (Hubble Space Telescope — космический телескоп «Хаббл») этот результат не подтвердили. До сих пор данным методом не найдено ни одной планеты, поскольку он требует чрезвычайно высокой астрометрической точности. Так, вариации положения Солнца относительно общего с Юпитером
* При отражении под углом от поверхности планеты (или при наличии рассеивающих частиц в ее атмосфере) свет звезды поляризуется, причем степень вносимой поляризации может быть довольно высокой.
центра масс, если наблюдать с расстояния 10 пк, — менее 0.001", а точность астрометрии с ШТ составляет лишь ~0.1". Метод привлекателен тем, что на измеряемую величину массы планеты не влияет неопределенность в наклоне планетной орбиты относительно луча зрения. Ожидается, что им будет открыто от 10 000 до 50 000 планет-гигантов с КА «Гайя» (запущен в ноябре 2013 г.).
ЕУ-метод (называемый также доплеровской спектроскопией) заключается в измерении периодических вариаций радиальной скорости звезды, обусловленных наличием планет. Основная формула здесь очень проста: т рэтг = 0.035РАУ, где тр — масса планеты (в массах Юпитера Ы^), Р и АУ — наблюдаемый период (в годах) и амплитуда (в м/с) изменения радиальной скорости звезды, г — угол наклона плоскости орбиты к картинной плоскости. При г = 0 эффект отсутствует. Формула выражает тот факт, что планета вынуждает родительскую звезду совершать радиальные (для удаленного внешнего наблюдателя) периодические колебания относительно центра масс системы. Максимальное изменение радиальной скорости Солнца из-за влияния Земли — 10 см/с, что лежит далеко за пределами возможностей современных инструментов (наилучшее разрешение пока ~50 см/с). Поэтому открытие ИУ-методом планеты земного типа, находящейся в зоне потенциального существования жизни у звезд солнечного типа, сейчас невозможно. Но первая экзопланета, обнаруженная у подобной Солнцу звезды (спектральный класс G5V, масса 1.06 Ыэ), — массивная (значительно больше Юпитера) планета у звезды 51 Пегаса, была открыта М.Мейором и Д.Кело в 1995 г. именно этим методом. Эта планета — представитель нового класса планет, известного как горячие юпитеры (подробнее см., например, [1]). Временные ИУ-кривые дают материал для моделирования планетных орбит.
Метод пульсар-тайминга состоит в наблюдениях и анализе вариаций радиовсплесков от пульсаров во времени (при отсутствии планет всплески строго периодичны). Этим методом в 1992 г. А.Вольщан и Д.Фрейл обнаружили самые первые известные экзопланеты. Эти три планеты с массами 0.025, 4.3 и 3.9 ЫЕ (ЫЕ— масса Земли) обращаются вокруг нейтронной звезды — пульсара РБИ В1257+12, находящегося на расстоянии 980 св. лет от Солнца. Сформировались они, скорее всего, уже после взрыва сверхновой, который должен был «разметать» старую систему, если таковая существовала.
Наблюдение событий мик-ролинзирования — самый экзотичный из применяемых сейчас методов, однако с его помощью открыт уже десяток планет (первый успех — в 2004 г.). Здесь фотометрически регистрируют увеличение блеска удаленной звезды из-за гравитационного линзирования ее света системой звезда—планета, пересекающей луч зрения. Если линзирующая звезда имеет планету, последняя порождает узкий вторичный пик (рис.2). Полное событие микро-линзирования может длиться несколько суток и даже порядка месяца. Для поиска планет этим методом сейчас постоянно наблюдаются тысячи звезд в направлении на Магеллановы Облака и балдж* Галактики в рамках проектов OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment — Эксперимент по оптическому гра-вилинзированию) и MOA (Microlensing Observations in Astrophysics — Наблюдения микролинзиро-вания в астрофизике). Замечательное его достоинство — малая подверженность эффектам селекции: обнаруживаются и планеты земной массы (из остальных методов лишь пульсар-тайминг позволяет «видеть» столь небольшие планеты). Поэтому в перспективе этот метод может дать бесценный материал о функции масс планет (распределении планет по массам).
Метод транзитов для поиска экзопланет был впервые предложен в 1952 г. О.Струве, представителем знаменитой астрономической династии. Регистрируются периодические потемнения звезды из-за прохождения по ее диску планеты. Разумеется, транзиты могут наблюдаться, только если наклон орбиты планеты относительно луча зрения достаточно мал. Феномен транзитов давно уже хорошо знаком астрономам на примере Венеры и Меркурия, хотя подобные события довольно редки (со времени изобретения телескопа произошло только восемь транзитов Венеры). Венера затеняет световой поток от Солнца на 0.1%; такого же порядка «транзитный сигнал» следует ожидать и у похожих экзопланет, обращающихся вокруг звезд солнечного типа. В 2000 г. Д.Шарбонно с коллегами впервые зафиксировали планетный транзит в кривой блеска звезды HD 209458, у которой планета была открыта ранее RV-методом. На рис.3 показан пример транзита (для звезды TrES-1).
* Балдж — центральная сфероидальная составляющая нашей Галактики радиуса ~2 кпк. Состоит в основном из старых звезд: красных гигантов, красных карликов, переменных типа RR Лиры; включает шаровые скопления.
Рис.2. Моделирование увеличения наблюдаемого блеска удаленной звезды из-за гравитационного линзирования ее света системой звезда—планета, пересекающей луч зрения наблюдатель—звезда. Вторичный узкий пик представляет собой «планетный сигнал
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.