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.

Несколько особняком стоит метод тайминга транзитов (transit timing variation). В данном случае сбои происходят во временах транзитов планет, что вызвано влиянием других (нетранзитных) планет в той же системе. Изменяется как время транзита, так и его длительность. Таким способом (в первую очередь по данным Kepler) открыто уже довольно много объектов.

Следующие два метода связаны с гравитационным линзированием. Массивные тела искажают вокруг себя геометрию пространства-времени. Поэтому свет, проходя мимо них, будет изменять направление своего движения. Если между нами и звездой-источником оказывается другая звезда или подобное массивное тело, то оно выступает в роли гравитационной собирающей линзы. Поэтому первый эффект связан с увеличением блеска звезды-источника.

Измерение кривой блеска при микролинзировании позволяет открывать невидимые маломассивные спутники звезд.

Характер кривой блеска при прохождении гравитационной линзы между источником и наблюдателем зависит от свойств линзы. Звезду можно считать точечной линзой. Однако если у нее есть спутник, то его присутствие отразится в кривой блеска при линзировании. Данный метод, называющийся фотометрическим микролинзированием, позволяет обнаруживать даже маломассивные спутники звезд. Первое такое открытие было сделано в 2003 г., и сейчас есть уже десятки планет, обнаруженных таким методом.

Преимуществом этого метода является возможность открывать планеты на далеких орбитах в несколько астрономических единиц (что соответствует орбитальным периодам в несколько лет) за короткое время. Но есть у этого метода и недостаток: микролинзирование – чаще всего одноразовое событие, и после его завершения мы не можем вновь наблюдать звезду-линзу и ее планеты (хотя есть и исключения, когда звезда-линза была затем обнаружена непосредственно).

Астрометрические наблюдения с помощью космических аппаратов и наземных интерферометров позволят открывать экзопланеты.

Кроме изменения блеска звезды-источника также изменяется ее положение. Ожидается, что космический телескоп Gaia («Гайя») позволит в ближайшее время обнаружить эффект астрометрического микролинзирования на нейтронных звездах и черных дырах. Потенциально высокоточные наблюдения в будущем могут позволить обнаруживать таким образом и объекты планетных масс, выступающие в роли линзы. В том числе и одиночные объекты планетных масс, по каким-то причинам оторвавшиеся от своих звезд или родившиеся сразу одиночными.

С космическим телескопом Gaia связывают еще один астрометрический метод поиска экзопланет. При вращении звезды вокруг барицентра системы можно обнаружить не только изменение ее лучевой скорости, но и собственно смещение. Разумеется, оно крайне мало, однако высокоточные измерения положения звезд должны позволить проведение таких измерений. По оценкам, точности приборов Gaia будет достаточно для этого. Также таким методом можно обнаруживать планеты, используя наземные интерферометры. Преимуществом такого подхода является то, что, зная массу звезды, можно непосредственно определить массу планеты.

Все перечисленные методы в некотором смысле являются косвенными, поскольку мы не видим планеты непосредственно, а измеряем эффекты, вызванные их присутствием. Однако существуют методы, позволяющие непосредственно увидеть свет далеких планет.

Первый такой метод связан именно с выделением вклада планеты в общее излучение звезды и ее спутников. Например, в случае транзитной планеты (если она является достаточно мощным источником собственного или отраженного излучения) мы можем увидеть не только падение блеска системы при транзите, но и рост блеска в те моменты, когда одновременно виден и весь диск звезды, и диск планеты. Таким способом удалось изучить свойства нескольких планет, например в системе Кеплер-70.

Вклад планеты можно выделить и изучая спектры. Линии, излучаемые планетой, во-первых, будут соответствовать другим скоростям и смещаться (из-за эффекта Доплера) относительно звездных линий. А во-вторых, по свойствам линий можно понять, что они связаны с относительно холодным веществом. Этот метод также успешно используется.

В нескольких десятках случаев удалось получить непосредственные изображения молодых экзопланет.

Наконец, в редких случаях удается непосредственно получить изображения планет. Как правило, речь идет об объектах, которые находятся достаточно далеко от своих звезд и к тому же достаточно молоды, чтобы являться мощными источниками (в основном в инфракрасном диапазоне).

После своего рождения планеты-гиганты в течение долгого времени продолжают медленно сжиматься, что приводит к выделению энергии. Фотосферы таких планет могут иметь температуры 1000–2000 K. Этого оказывается достаточно, чтобы с помощью крупнейших наземных телескопов получить их изображения и даже спектры. Ярким примером является система HR8799, в которой непосредственно видны четыре планеты-гиганта, удаленные от своей звезды на десятки астрономических единиц.