Планетні системи зірок | Наука і життя
- Планетні системи зірок Наука і життя // Ілюстрації Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані...
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
- бюро довідок
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
- бюро довідок
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
- бюро довідок
- Планетні системи зірок
- Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
- Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
- Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
- Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
- бюро довідок
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Мал. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Трохи Ранее А. Лін Виступивши у прессе з повідомленням про Відкриття планети в Іншого пульсара, PSR B1829-10. Его стаття в Журналі "Nature" з'явилася 25 липня один тисячу дев'ятсот дев'яносто один року разом з вінесенім на обкладинки Яскрава заголовком: "Перша планета поза нашою Сонячна системою". У Ліна теж були проблеми з Обробка даних, но, коли ВІН включивши в модель пульсара періодічне Вплив, что створюється гіпотетічної масівної планетою, завдання Було вірішено. Період планети, проти, оказался дивно рівнім точно половіні земної року. Втім, хіба мало Які бувають збігі. Вольцшан і Фрейл теж включили в обробку таке ж періодичне вплив від масивної планети. Однак восени того ж року на конференції, де були представлені доповіді Ліна і Вольцшана, Лін мужньо зізнався, що з новою програмою обробки присутність планети у пульсара PSR B1829-10 не підтвердилося. Помилку викликало, мабуть, річне рух Землі.
У 1993 році Вольцшан оголосив, що у пульсара PSR B1257 + 12 виявилися три планети, які віддалені від нього в тому ж відношенні 0,39 / 0,72 / 1, що і відстані від Сонця Меркурія, Венери і Землі. Маси планет досить значні: 0,2, 4,3 і 3,6 земної, а періоди обертання складають 25, 67 і 98 діб (в подальшому висновок про існування першої планети було оскаржено).
Мабуть, планети у пульсара є вельми екзотичні освіти. Вони схильні до дії інтенсивних потоків електронів, позитронів і гамма-випромінювання, періодично падають на планети з вказаним періодом (тобто з частотою 160 Гц). Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети? Нейтронна зірка - продукт вибуху звичайної зірки в кінці її життя. Припущення, що планети у зірки колись існували і збереглися після її вибуху як наднової, не проходить з кількох причин. Після вибуху наднової планети повинні були б виявитися всередині газових оболонок зірки. Але навіть якщо б вони і збереглися, нехай в обпеченому вигляді, утриматися на своїх орбітах вони б не змогли: після вибуху маса зірки і її тяжіння різко зменшуються, в результаті зберігається моменту орбіти планет катастрофічно збільшуються і планети залишають зірку.
Воможность пояснення природи планет пульсара PSR B1257 + 12 пов'язано саме з його швидким врашенія, хоча він повинен бути досить старим (і повільним). Передбачається, що поруч з ним існувала інша зірка, речовину якої поступово перетікав до Пульсару, прискорюючи його обертання, а залишки могли конденсуватися в планети. Нині такої зірки немає.
У 1999 році підтвердилася наявність планети з масою близько п'яти мас Юпітера у ще одного пульсара, PSR B1620-26. Серед можливих кандидатів на наявність планет є й інші пульсари.
Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
Кількість відкритих на 2006 рік екзопланет прівишаєт двісті. Практично всі вони знайдені одним і тим же дуже складним методом, який, не вникаючи в подробиці, все ж можна пояснити досить просто.
Всі зірки беруть участь в обертанні Галактики. Але поряд з цим кожна зірка має власні, випадкові швидкості, які відносно Сонця можуть досягати декількох десятків кілометрів в секунду. Якщо зірка наближається до спостерігача або віддаляється, виникає ефект Доплера, коли світлові хвилі як би стискаються або розтягуються вздовж променя, зміщуючи весь спектр зірки в синю або червону сторону відповідно. Вимірювання зсуву ліній в спектрі дозволяють визначити променеві (радіальні) швидкості зірок. Зрозуміло, що становить швидкості, яка вздовж променя не спрямована, таким методом виміряти не можна.
Уявімо тепер, що у зірки є масивна планета, разом з якою вони звертаються навколо барицентра. Рух зірки за такою кеплеровской орбіті накладе на доплерівську складову променевої швидкості ще одну, змінну складову (рис. 1), яка зазвичай набагато менше повної променевої швидкості і видає присутність планети. Третій закон Кеплера пов'язує орбітальне відстань планети і період її обертання з масою зірки (і планети). Маса зірки сонячного типу приблизно відома заздалегідь з її спектрального класу. Як видно з малюнка, вимірювання дозволяють визначити масу планети тільки з точністю до синуса кута i, причому, якщо планетна система зірки розташована так, що площина орбіт перпендикулярна до напрямку на спостерігача, вимірювання стають неможливими. Для знаходження доплеровской складової використовуються доплеровские зрушення положення численних спектральних ліній зірки, головним чином в області 500-600 нм. Зрушення ліній зірки визначають щодо спектральних ліній лабораторного джерела. Сам зрушення, який виникає завдяки кеплеровским швидкостям, мікроскопічний, і його вимірювання більше відносяться до мистецтва, ніж до науки.
Граничної можливістю методу, що існує вже близько ста років, до 70-х років ХХ століття вважалося знаходження швидкостей приблизно 300-500 м / с. Спроби виявити планети за ознакою періодичної зміни знака кеплеровской складової, яка виникає при зверненні зірки навколо барицентра, було абсолютно безперспективно. Кеплерівські (орбітальні) швидкості зірок дуже малі. Наприклад, в Сонячній системі кеплерівської швидкість Сонця, що виникає під дією тяжіння Юпітера, всього 12,5 м / с, Сатурна - 2,7 м / с, а Землі або Венери - менше 0,1 м / с. Тому для пошуку екзопланет знадобилося придумати і створити апаратуру в 100-200 разів більше чутливу.
Другий головний метод пошуку - астрометричної, про який вже говорилося вище. Тут досягнута точність вище 1 мікросекунди дуги, причому є перспективи поліпшення методу. Теоретично існує не менше п'яти фізичних методів пошуку, з яких тут розглядаються тільки метод променевих швидкостей (МЛС) і транзити.
І МЛС, і астрометричної метод тим ефективніше, чим більше маса обурює тіла (планети). При цьому коливання в положенні зірки, які шукає астрометрія, тим більше, чим далі гіпотетична планета. Зате кеплерівської складова швидкості зірки стає мізерно малою, а спостереження розтягуються на десятиліття. МЛС, навпаки, тим ефективніше, чим ближче обурює тіло до зірки. Природно, для близького тіла необхідна тривалість спостережень виходить набагато меншою. До 1995 року дослідники незмінно виходили з маси і періоду Юпітера і нічого іншого не очікували.
Прагнучи поліпшити чутливість методу променевих швидкостей, на початку 1990-х років кілька груп в різних країнах одночасно зайнялися його вдосконаленням. У 1988 році в Канаді Б. Кемпбелл і його колеги зуміли зареєструвати променеві швидкості близько 15 м / с. Вони порівнювали положення ліній в спектрі зірки з накладеним на нього лабораторним спектром парів фтористого водню, який, проте, дуже незручний для роботи через високу токсичність.
У Швейцарії, в Женевської обсерваторії, М. Майор і Д. Квелоц (який тоді був аспірантом Майора) розробили інший спектрометр, де був використаний торій-аргоновий стандарт зі світловодом. В МЛС-спостереженнях у французькій високогірній обсерваторії в Верхньому Провансі вони досягли на ньому граничної чутливості 13 м / с і в 1994 році приступили до пошуку планет у 142 зірок сонячного типу з порівняно близького оточення Сонця, в тому числі у зірки 51Peg, що знаходиться на відстані 15 пк.
У Сан-Франциському університеті в США група Д. Марсі початку планомірний пошук планет ще в 1987 році і до 1995 року вже мала в руках багаторічний наглядовий матеріал. За пропозицією П. Батлера, який тоді, як і Квелоц, був аспірантом, фтористий водень в стандарті замінили парами йоду (надалі йодний стандарт в астрономії став дуже "модним"). У газовій фазі йод має багато спектральних ліній як раз в області найбільш зручних ліній зірок - 500-600 нм. Але саме через численність ліній йодного стандарту потрібні дуже трудомістка обробка результатів і застосування потужного комп'ютера.
За розрахунками, чутливість нового методу повинна була бути високою і становитиме 10 м / с, що легко досягалося в короткочасних тестах. Однак, хоча в ході нічних спостережень типова помилка результатів становила всього 5-10 м / с, спостереження від ночі до ночі давали розкид від 20 до 100 м / с. Хороші результати, отримані Д. Марсі з колегами напередодні, в наступну наглядову ніч здавалися хибними. Шість років вони допрацьовували і вдосконалювали програми обробки. Нарешті, в 1994 році їх колега С. Вогт замінив оптику спектрометра в Ликской обсерваторії, де виконувалися спостереження, і відразу ж вдалося довести поріг до 3 м / с. Це цілком дозволило б уявного спостерігача, віддаленого на 10 пк (30 світлових років), виявити Юпітер по його гравітаційному впливу на Сонце. Однак накопичені матеріали вимагали декількох років комп'ютерної обробки. Оскільки Марсі і Батлер з колегами знали, що період Юпітера становить 12 років, вони, схоже, особливо не поспішали. Але все ж, щоб прискорити роботу, число регулярно спостерігалися зірок було скорочено з 120 до 25. Серед відкинутих була і зірка 51Peg, тому що в Єльському каталозі яскравих зірок вона значилася як нестабільний субгігант і ставилася до особливого виду зірок. Насправді 51Peg - спокійна зірка сонячного типу, спектральний клас G2.5. Ця помилка в каталозі для Марсі і Батлера стала фатальною.
Кілька інших груп дослідників теж накопичували матеріал, виходячи з того, що обнаружіма планета з масою не менше Юпітера і з періодом 12 років.
Метод швейцарських дослідників М. Майора і Д. Квелоца дозволяв отримати результат відразу. Їх техніка була налагоджена, однак уже через кілька місяців після початку роботи виникли проблеми з цією самою 51Peg. Всього за кілька ночей значна частина променевої швидкості зірки змінювала знак, змінюючись на 60 м / с. М. Майор припустив, що причина може бути в несправності спектрометра. Але вже в грудні 1994 року в руках у Майора і Квелоца виявилася синусоїдальна крива зміни кеплеровской складової променевої швидкості 51Peg з періодом (роком планети) всього 4,2 дня. Дослідники були в скруті. По масі така планета повинна бути дуже великою, чимось на зразок Юпітера, але знаходиться на орбіті в вісім разів ближче до зірки, ніж навіть Меркурій до Сонця (близько 1/20 а.о.), і з періодом 1/1000 періоду Юпітера . В існування таких планет ніхто тоді не міг повірити.
Бажаючи перевірити своє відкриття ще раз, Майор і Квелоц вирішили витримати характер і не публікувати свої дані відразу. У березні 1995 Пегас пішов за Сонце, і до відновлення спостережень в липні залишалося чотири місяці. Майор і Квелоц розрахували, якою має бути майбутня фаза кеплеровской складової, якщо це дійсно планета. І ось, в липні 1995 року, 51Peg з'явився точно з розрахунковим значенням кеплеровской променевої швидкості. Ще через кілька ночей спостережень сумнівів уже не залишалося: знайдена перша планета, що обертається навколо нормальної зірки. Але планета, за мірками Сонячної системи, абсолютно незвичайна: набагато ближче до зірки, ніж будь-хто міг припустити. "Тому було дуже, дуже важко переконати себе, що це - планета, а не пульсації зірки, або її обертання, або щось ще", - говорив М. Майор. Проте був куплений і урочисто з'їдений великий торт і терміново підготовлена стаття до друку.
Надалі саме з твердженням, що у 51Peg спостерігаються пульсації зірки, а не екзопланета, виступив Д. Грей. Його критика не підтвердилася, так як періоди власних коливань зірок значно коротше, а головне - не можуть мати такої високої стабільності.
Восени 1995 року в конференції в Італії Майор і Квелоц доповіли про своє відкриття, про незвичайну близькості планети до зірки і її великій масі. Планети стали називати по імені зірки з додаванням літери b для першої знайденої планети, c для другої і т. Д. Як вже говорилося, МЛС-вимірювання фактично дають оцінку не самої маси М, а величину Msin i. Наскільки оцінка маси екзопланети відрізняється від її реальної маси, залежить від кута i, який утворює нормаль до площини її орбіти з напрямком на спостерігача; для 51Peg b маса становить, швидше за все, половину маси Юпітера. Через близькість до зірки температура планети дуже висока і перевищує, ймовірно, 1000 К (надалі цей тип планет отримав назву "гарячий Юпітер"). Робота була представлена в журнал "Nature". Відкриття викликало сенсацію, причому критики тут же відзначили, що така планета за цілою низкою причин просто не могла утворитися.
Що ж стосується Д. Марсі і П. Батлера, вести з конференції застали їх зненацька. У них йшли спостереження, і наступні чотири ночі вони присвятили настільки необачно залишену ними 51Peg. Незабаром сумнівів не залишилося: швейцарці мають рацію. Жаль Марсі і Батлера не було меж - стільки років роботи, а першість дісталася іншим. Але незабаром вони вже опинилися в центрі уваги американської преси і телебачення. З'явилися несподівані колеги, які, за їхніми словами, теж виявили планети у 51Peg, навіть цілих дві, але не змогли пояснити, як вони це зробили. Поступово швейцарці взагалі якось відійшли на другий план, лише в кінці газетних та інших публікацій згадувалося, що швейцарські дослідники теж виявили екзопланету.
Але Майор і Квелоц були змушені мовчати. Хоча публікація в "Nature" та закріплює пріоритет, але правила редакції забороняють розголошувати зміст знаходиться в друку статті. На всі звернення журналістів вони похмуро відмовчувалися, а лаври відкриття діставалися іншим. "Це була повністю вина" Nature ", - говорив Квелоц. - Ми були в дуже скрутному становищі, оскільки хотіли говорити, хотіли розповісти про те, що зробили, але не могли через заборону" Nature ". Була маса дзвінків від журналістів, але все що ми могли сказати, це - вибачте, не можемо відповісти. Може бути, запитаєте кого-небудь ще ".
Марсі і Батлеру терміново надали час на потужних комп'ютерах. За наступні півроку вони обробили накопичені за вісім років матеріали про 107 зірках. Їм відразу ж вдалося виділити шість зірок-кандидатів, причому одну з них, в сузір'ї Лебедя (16Cyg B), одночасно знайшла група У. Кохрана (США). Екзопланета у 16Cyg B виявилася однією з перших серед планет з дуже великим ексцентриситетом орбіти, більше відповідним комету. Разом з тим в числі нових екзопланет виявилася також t Воо b, орбіта якої має незначний ексцентриситет. Її період ( "рік") 3,3 дня, а ймовірна маса - приблизно чотири маси Юпітера. До батьківської зірки вона ще ближче, ніж екзопланета 51Peg b. Забігаючи вперед, можна сказати, що подальше вдосконалення методу променевих швидкостей і його граничні можливості визначаються головним чином тим, наскільки нестабільні фотосфери зірок сонячного типу. У типовому сприятливому для МЛС випадку неспокою фотосфери становлять приблизно 3 м / с, а граничні можливості самого методу нині близькі до 1,5 м / с.
Надалі темпи відкриттів екзопланет наростали. З'явилися нові колективи дослідників, а серед екзопланет виділилися кілька типових груп. Уже на початок 2000 року було досліджено близько 500 зірок сонячного типу, причому вдалося виявити 32 екзопланети. Третина серед них - об'єкти типу "гарячий Юпітер". До середини цього року загальне число відкритих екзопланет перевищило 200. Окремий їх клас - це так звані коричневі, або, правильніше, інфрачервоні карлики. (Закінчення буде.)
бюро довідок
Парсек(пк, pc) - відстань, на якому зірка при її спостереженні з протилежних точок діаметра земної орбіти змінює своє видиме положення (паралакс) на 1 кутову секунду. Або, що те ж саме, відстань, з якого земна орбіта видно під кутом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. року = 30,857. 1012 км.
Закони Кеплера - три закони, що описують невозмущенное рух планет. Сформульовано німецьким астрономом І. Кеплером на початку XVII століття.
1-й закон. Орбіта планети є еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Комети і космічні апарати можуть рухатися по гіпербол і парабола, в фокусі яких знаходиться центр тяжіння.
2-й закон. Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі, тобто швидкість планети зростає при її наближенні до Сонця (максимальна в перигелії) і убуває при видаленні (мінімальна в афелії).
3-й закон. При русі двох планет по еліптичних орбітах навколо Сонця квадрати їх обігу відносяться як куби великих піввісь їх орбіт. Формулювання має на увазі, що маса планет дуже мала в порівнянні з масою Сонця.
Галілеєві супутники - чотири найбільших супутника Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто, відкриті в 1610 році італійським фізиком і астрономом Галілео Галілеєм за допомогою сконструйованого ним телескопа. За своїми характеристиками вони не набагато відрізняються від Місяця (маса Місяця М 
= 7,350. 1022 кг, радіус R = 1732,2 км):
Закон випромінювання Планка - закон розподілу енергії в спектрі рівноважного випромінювання при певній температурі Т (див. Рис. На стор. 5). Був отриманий німецьким фізиком М. Планком в 1900 році на основі гіпотези про те, що випромінювання енергії відбувається порціями - квантами.
Німецький фізик В. ВІН Вивів перший закон розподілу ЕНЕРГІЇ випромінювання в 1893 году, но з его помощью зміг описати только спектр високих частот (малих довжина хвиля). англійські фізики Дж. У. Релей в 1900 році і Дж. Джинс в 1905-му незалежно один від одного отримали закон для низькочастотної частини спектра, але в області високих частот він передбачав зростання енергії випромінювання до надзвичайно великих значень в далекій ультрафіолетової області, що ні відповідало результатам дослідів. Планк, ввівши поняття квантів, зумів поєднати ці закони, отримавши точну формулу закону. Теоретичний висновок закону випромінювання Планка зробив А. Ейнштейн в 1916 році.
Орбітальні резонанси, або співмірності, - відносини цілих чисел, наприклад 3/2, 7/3 і т. Д., Якими виражаються відносини періодичності стабільних орбіт планет, які обертаються навколо Сонця. Пояснюється їх походження тим, що гравітаційна взаємодія як би виштовхує планети з орбіт, які не підкоряються цим співвідношенням.
Див. В номері на ту ж тему Л. Ксанфомалити - "Бомжі" в сонячній системі.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Трохи Ранее А. Лін Виступивши у прессе з повідомленням про Відкриття планети в Іншого пульсара, PSR B1829-10. Его стаття в Журналі "Nature" з'явилася 25 липня 1991 року разом з вінесенім на обкладинки Яскрава заголовком: "Перша планета поза нашою Сонячна системою". У Ліна теж були проблеми з Обробка даних, но, коли ВІН включивши в модель пульсара періодічне Вплив, что створюється гіпотетічної масівної планетою, завдання Було вірішено. Період планети, проти, оказался дивно рівнім точно половіні земної року. Втім, хіба мало Які бувають збігі. Вольцшан і Фрейл теж включили в обробку таке ж періодичне вплив від масивної планети. Однак восени того ж року на конференції, де були представлені доповіді Ліна і Вольцшана, Лін мужньо зізнався, що з новою програмою обробки присутність планети у пульсара PSR B1829-10 не підтвердилося. Помилку викликало, мабуть, річне рух Землі.
У 1993 році Вольцшан оголосив, що у пульсара PSR B1257 + 12 виявилися три планети, які віддалені від нього в тому ж відношенні 0,39 / 0,72 / 1, що і відстані від Сонця Меркурія, Венери і Землі. Маси планет досить значні: 0,2, 4,3 і 3,6 земної, а періоди обертання складають 25, 67 і 98 діб (в подальшому висновок про існування першої планети було оскаржено).
Мабуть, планети у пульсара є вельми екзотичні освіти. Вони схильні до дії інтенсивних потоків електронів, позитронів і гамма-випромінювання, періодично падають на планети з вказаним періодом (тобто з частотою 160 Гц). Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети? Нейтронна зірка - продукт вибуху звичайної зірки в кінці її життя. Припущення, що планети у зірки колись існували і збереглися після її вибуху як наднової, не проходить з кількох причин. Після вибуху наднової планети повинні були б виявитися всередині газових оболонок зірки. Але навіть якщо б вони і збереглися, нехай в обпеченому вигляді, утриматися на своїх орбітах вони б не змогли: після вибуху маса зірки і її тяжіння різко зменшуються, в результаті зберігається моменту орбіти планет катастрофічно збільшуються і планети залишають зірку.
Воможность пояснення природи планет пульсара PSR B1257 + 12 пов'язано саме з його швидким врашенія, хоча він повинен бути досить старим (і повільним). Передбачається, що поруч з ним існувала інша зірка, речовину якої поступово перетікав до Пульсару, прискорюючи його обертання, а залишки могли конденсуватися в планети. Нині такої зірки немає.
У 1999 році підтвердилася наявність планети з масою близько п'яти мас Юпітера у ще одного пульсара, PSR B1620-26. Серед можливих кандидатів на наявність планет є й інші пульсари.
Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
Кількість відкритих на 2006 рік екзопланет прівишаєт двісті. Практично всі вони знайдені одним і тим же дуже складним методом, який, не вникаючи в подробиці, все ж можна пояснити досить просто.
Всі зірки беруть участь в обертанні Галактики. Але поряд з цим кожна зірка має власні, випадкові швидкості, які відносно Сонця можуть досягати декількох десятків кілометрів в секунду. Якщо зірка наближається до спостерігача або віддаляється, виникає ефект Доплера, коли світлові хвилі як би стискаються або розтягуються вздовж променя, зміщуючи весь спектр зірки в синю або червону сторону відповідно. Вимірювання зсуву ліній в спектрі дозволяють визначити променеві (радіальні) швидкості зірок. Зрозуміло, що становить швидкості, яка вздовж променя не спрямована, таким методом виміряти не можна.
Уявімо тепер, що у зірки є масивна планета, разом з якою вони звертаються навколо барицентра. Рух зірки за такою кеплеровской орбіті накладе на доплерівську складову променевої швидкості ще одну, змінну складову (рис. 1), яка зазвичай набагато менше повної променевої швидкості і видає присутність планети. Третій закон Кеплера пов'язує орбітальне відстань планети і період її обертання з масою зірки (і планети). Маса зірки сонячного типу приблизно відома заздалегідь з її спектрального класу. Як видно з малюнка, вимірювання дозволяють визначити масу планети тільки з точністю до синуса кута i, причому, якщо планетна система зірки розташована так, що площина орбіт перпендикулярна до напрямку на спостерігача, вимірювання стають неможливими. Для знаходження доплеровской складової використовуються доплеровские зрушення положення численних спектральних ліній зірки, головним чином в області 500-600 нм. Зрушення ліній зірки визначають щодо спектральних ліній лабораторного джерела. Сам зрушення, який виникає завдяки кеплеровским швидкостям, мікроскопічний, і його вимірювання більше відносяться до мистецтва, ніж до науки.
Граничної можливістю методу, що існує вже близько ста років, до 70-х років ХХ століття вважалося знаходження швидкостей приблизно 300-500 м / с. Спроби виявити планети за ознакою періодичної зміни знака кеплеровской складової, яка виникає при зверненні зірки навколо барицентра, було абсолютно безперспективно. Кеплерівські (орбітальні) швидкості зірок дуже малі. Наприклад, в Сонячній системі кеплерівської швидкість Сонця, що виникає під дією тяжіння Юпітера, всього 12,5 м / с, Сатурна - 2,7 м / с, а Землі або Венери - менше 0,1 м / с. Тому для пошуку екзопланет знадобилося придумати і створити апаратуру в 100-200 разів більше чутливу.
Другий головний метод пошуку - астрометричної, про який вже говорилося вище. Тут досягнута точність вище 1 мікросекунди дуги, причому є перспективи поліпшення методу. Теоретично існує не менше п'яти фізичних методів пошуку, з яких тут розглядаються тільки метод променевих швидкостей (МЛС) і транзити.
І МЛС, і астрометричної метод тим ефективніше, чим більше маса обурює тіла (планети). При цьому коливання в положенні зірки, які шукає астрометрія, тим більше, чим далі гіпотетична планета. Зате кеплерівської складова швидкості зірки стає мізерно малою, а спостереження розтягуються на десятиліття. МЛС, навпаки, тим ефективніше, чим ближче обурює тіло до зірки. Природно, для близького тіла необхідна тривалість спостережень виходить набагато меншою. До 1995 року дослідники незмінно виходили з маси і періоду Юпітера і нічого іншого не очікували.
Прагнучи поліпшити чутливість методу променевих швидкостей, на початку 1990-х років кілька груп в різних країнах одночасно зайнялися його вдосконаленням. У 1988 році в Канаді Б. Кемпбелл і його колеги зуміли зареєструвати променеві швидкості близько 15 м / с. Вони порівнювали положення ліній в спектрі зірки з накладеним на нього лабораторним спектром парів фтористого водню, який, проте, дуже незручний для роботи через високу токсичність.
У Швейцарії, в Женевської обсерваторії, М. Майор і Д. Квелоц (який тоді був аспірантом Майора) розробили інший спектрометр, де був використаний торій-аргоновий стандарт зі світловодом. В МЛС-спостереженнях у французькій високогірній обсерваторії в Верхньому Провансі вони досягли на ньому граничної чутливості 13 м / с і в 1994 році приступили до пошуку планет у 142 зірок сонячного типу з порівняно близького оточення Сонця, в тому числі у зірки 51Peg, що знаходиться на відстані 15 пк.
У Сан-Франциському університеті в США група Д. Марсі початку планомірний пошук планет ще в 1987 році і до 1995 року вже мала в руках багаторічний наглядовий матеріал. За пропозицією П. Батлера, який тоді, як і Квелоц, був аспірантом, фтористий водень в стандарті замінили парами йоду (надалі йодний стандарт в астрономії став дуже "модним"). У газовій фазі йод має багато спектральних ліній як раз в області найбільш зручних ліній зірок - 500-600 нм. Але саме через численність ліній йодного стандарту потрібні дуже трудомістка обробка результатів і застосування потужного комп'ютера.
За розрахунками, чутливість нового методу повинна була бути високою і становитиме 10 м / с, що легко досягалося в короткочасних тестах. Однак, хоча в ході нічних спостережень типова помилка результатів становила всього 5-10 м / с, спостереження від ночі до ночі давали розкид від 20 до 100 м / с. Хороші результати, отримані Д. Марсі з колегами напередодні, в наступну наглядову ніч здавалися хибними. Шість років вони допрацьовували і вдосконалювали програми обробки. Нарешті, в 1994 році їх колега С. Вогт замінив оптику спектрометра в Ликской обсерваторії, де виконувалися спостереження, і відразу ж вдалося довести поріг до 3 м / с. Це цілком дозволило б уявного спостерігача, віддаленого на 10 пк (30 світлових років), виявити Юпітер по його гравітаційному впливу на Сонце. Однак накопичені матеріали вимагали декількох років комп'ютерної обробки. Оскільки Марсі і Батлер з колегами знали, що період Юпітера становить 12 років, вони, схоже, особливо не поспішали. Але все ж, щоб прискорити роботу, число регулярно спостерігалися зірок було скорочено з 120 до 25. Серед відкинутих була і зірка 51Peg, тому що в Єльському каталозі яскравих зірок вона значилася як нестабільний субгігант і ставилася до особливого виду зірок. Насправді 51Peg - спокійна зірка сонячного типу, спектральний клас G2.5. Ця помилка в каталозі для Марсі і Батлера стала фатальною.
Кілька інших груп дослідників теж накопичували матеріал, виходячи з того, що обнаружіма планета з масою не менше Юпітера і з періодом 12 років.
Метод швейцарських дослідників М. Майора і Д. Квелоца дозволяв отримати результат відразу. Їх техніка була налагоджена, однак уже через кілька місяців після початку роботи виникли проблеми з цією самою 51Peg. Всього за кілька ночей значна частина променевої швидкості зірки змінювала знак, змінюючись на 60 м / с. М. Майор припустив, що причина може бути в несправності спектрометра. Але вже в грудні 1994 року в руках у Майора і Квелоца виявилася синусоїдальна крива зміни кеплеровской складової променевої швидкості 51Peg з періодом (роком планети) всього 4,2 дня. Дослідники були в скруті. По масі така планета повинна бути дуже великою, чимось на зразок Юпітера, але знаходиться на орбіті в вісім разів ближче до зірки, ніж навіть Меркурій до Сонця (близько 1/20 а.о.), і з періодом 1/1000 періоду Юпітера . В існування таких планет ніхто тоді не міг повірити.
Бажаючи перевірити своє відкриття ще раз, Майор і Квелоц вирішили витримати характер і не публікувати свої дані відразу. У березні 1995 Пегас пішов за Сонце, і до відновлення спостережень в липні залишалося чотири місяці. Майор і Квелоц розрахували, якою має бути майбутня фаза кеплеровской складової, якщо це дійсно планета. І ось, в липні 1995 року, 51Peg з'явився точно з розрахунковим значенням кеплеровской променевої швидкості. Ще через кілька ночей спостережень сумнівів уже не залишалося: знайдена перша планета, що обертається навколо нормальної зірки. Але планета, за мірками Сонячної системи, абсолютно незвичайна: набагато ближче до зірки, ніж будь-хто міг припустити. "Тому було дуже, дуже важко переконати себе, що це - планета, а не пульсації зірки, або її обертання, або щось ще", - говорив М. Майор. Проте був куплений і урочисто з'їдений великий торт і терміново підготовлена стаття до друку.
Надалі саме з твердженням, що у 51Peg спостерігаються пульсації зірки, а не екзопланета, виступив Д. Грей. Його критика не підтвердилася, так як періоди власних коливань зірок значно коротше, а головне - не можуть мати такої високої стабільності.
Восени 1995 року в конференції в Італії Майор і Квелоц доповіли про своє відкриття, про незвичайну близькості планети до зірки і її великій масі. Планети стали називати по імені зірки з додаванням літери b для першої знайденої планети, c для другої і т. Д. Як вже говорилося, МЛС-вимірювання фактично дають оцінку не самої маси М, а величину Msin i. Наскільки оцінка маси екзопланети відрізняється від її реальної маси, залежить від кута i, який утворює нормаль до площини її орбіти з напрямком на спостерігача; для 51Peg b маса становить, швидше за все, половину маси Юпітера. Через близькість до зірки температура планети дуже висока і перевищує, ймовірно, 1000 К (надалі цей тип планет отримав назву "гарячий Юпітер"). Робота була представлена в журнал "Nature". Відкриття викликало сенсацію, причому критики тут же відзначили, що така планета за цілою низкою причин просто не могла утворитися.
Що ж стосується Д. Марсі і П. Батлера, вести з конференції застали їх зненацька. У них йшли спостереження, і наступні чотири ночі вони присвятили настільки необачно залишену ними 51Peg. Незабаром сумнівів не залишилося: швейцарці мають рацію. Жаль Марсі і Батлера не було меж - стільки років роботи, а першість дісталася іншим. Але незабаром вони вже опинилися в центрі уваги американської преси і телебачення. З'явилися несподівані колеги, які, за їхніми словами, теж виявили планети у 51Peg, навіть цілих дві, але не змогли пояснити, як вони це зробили. Поступово швейцарці взагалі якось відійшли на другий план, лише в кінці газетних та інших публікацій згадувалося, що швейцарські дослідники теж виявили екзопланету.
Але Майор і Квелоц були змушені мовчати. Хоча публікація в "Nature" та закріплює пріоритет, але правила редакції забороняють розголошувати зміст знаходиться в друку статті. На всі звернення журналістів вони похмуро відмовчувалися, а лаври відкриття діставалися іншим. "Це була повністю вина" Nature ", - говорив Квелоц. - Ми були в дуже скрутному становищі, оскільки хотіли говорити, хотіли розповісти про те, що зробили, але не могли через заборону" Nature ". Була маса дзвінків від журналістів, але все що ми могли сказати, це - вибачте, не можемо відповісти. Може бути, запитаєте кого-небудь ще ".
Марсі і Батлеру терміново надали час на потужних комп'ютерах. За наступні півроку вони обробили накопичені за вісім років матеріали про 107 зірках. Їм відразу ж вдалося виділити шість зірок-кандидатів, причому одну з них, в сузір'ї Лебедя (16Cyg B), одночасно знайшла група У. Кохрана (США). Екзопланета у 16Cyg B виявилася однією з перших серед планет з дуже великим ексцентриситетом орбіти, більше відповідним комету. Разом з тим в числі нових екзопланет виявилася також t Воо b, орбіта якої має незначний ексцентриситет. Її період ( "рік") 3,3 дня, а ймовірна маса - приблизно чотири маси Юпітера. До батьківської зірки вона ще ближче, ніж екзопланета 51Peg b. Забігаючи вперед, можна сказати, що подальше вдосконалення методу променевих швидкостей і його граничні можливості визначаються головним чином тим, наскільки нестабільні фотосфери зірок сонячного типу. У типовому сприятливому для МЛС випадку неспокою фотосфери становлять приблизно 3 м / с, а граничні можливості самого методу нині близькі до 1,5 м / с.
Надалі темпи відкриттів екзопланет наростали. З'явилися нові колективи дослідників, а серед екзопланет виділилися кілька типових груп. Уже на початок 2000 року було досліджено близько 500 зірок сонячного типу, причому вдалося виявити 32 екзопланети. Третина серед них - об'єкти типу "гарячий Юпітер". До середини цього року загальне число відкритих екзопланет перевищило 200. Окремий їх клас - це так звані коричневі, або, правильніше, інфрачервоні карлики. (Закінчення буде.)
бюро довідок
Парсек(пк, pc) - відстань, на якому зірка при її спостереженні з протилежних точок діаметра земної орбіти змінює своє видиме положення (паралакс) на 1 кутову секунду. Або, що те ж саме, відстань, з якого земна орбіта видно під кутом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. року = 30,857. 1012 км.
Закони Кеплера - три закони, що описують невозмущенное рух планет. Сформульовано німецьким астрономом І. Кеплером на початку XVII століття.
1-й закон. Орбіта планети є еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Комети і космічні апарати можуть рухатися по гіпербол і парабола, в фокусі яких знаходиться центр тяжіння.
2-й закон. Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі, тобто швидкість планети зростає при її наближенні до Сонця (максимальна в перигелії) і убуває при видаленні (мінімальна в афелії).
3-й закон. При русі двох планет по еліптичних орбітах навколо Сонця квадрати їх обігу відносяться як куби великих піввісь їх орбіт. Формулювання має на увазі, що маса планет дуже мала в порівнянні з масою Сонця.
Галілеєві супутники - чотири найбільших супутника Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто, відкриті в 1610 році італійським фізиком і астрономом Галілео Галілеєм за допомогою сконструйованого ним телескопа. За своїми характеристиками вони не набагато відрізняються від Місяця (маса Місяця М = 7,350. 1022 кг, радіус R = 1732,2 км):
Закон випромінювання Планка - закон розподілу енергії в спектрі рівноважного випромінювання при певній температурі Т (див. Рис. На стор. 5). Був отриманий німецьким фізиком М. Планком в 1900 році на основі гіпотези про те, що випромінювання енергії відбувається порціями - квантами.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Трохи Ранее А. Лін Виступивши у прессе з повідомленням про Відкриття планети в Іншого пульсара, PSR B1829-10. Его стаття в Журналі "Nature" з'явилася 25 липня 1991 року разом з вінесенім на обкладинки Яскрава заголовком: "Перша планета поза нашою Сонячна системою". У Ліна теж були проблеми з Обробка даних, но, коли ВІН включивши в модель пульсара періодічне Вплив, что створюється гіпотетічної масівної планетою, завдання Було вірішено. Період планети, проти, оказался дивно рівнім точно половіні земної року. Втім, хіба мало Які бувають збігі. Вольцшан і Фрейл теж включили в обробку таке ж періодичне вплив від масивної планети. Однак восени того ж року на конференції, де були представлені доповіді Ліна і Вольцшана, Лін мужньо зізнався, що з новою програмою обробки присутність планети у пульсара PSR B1829-10 не підтвердилося. Помилку викликало, мабуть, річне рух Землі.
У 1993 році Вольцшан оголосив, що у пульсара PSR B1257 + 12 виявилися три планети, які віддалені від нього в тому ж відношенні 0,39 / 0,72 / 1, що і відстані від Сонця Меркурія, Венери і Землі. Маси планет досить значні: 0,2, 4,3 і 3,6 земної, а періоди обертання складають 25, 67 і 98 діб (в подальшому висновок про існування першої планети було оскаржено).
Мабуть, планети у пульсара є вельми екзотичні освіти. Вони схильні до дії інтенсивних потоків електронів, позитронів і гамма-випромінювання, періодично падають на планети з вказаним періодом (тобто з частотою 160 Гц). Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети? Нейтронна зірка - продукт вибуху звичайної зірки в кінці її життя. Припущення, що планети у зірки колись існували і збереглися після її вибуху як наднової, не проходить з кількох причин. Після вибуху наднової планети повинні були б виявитися всередині газових оболонок зірки. Але навіть якщо б вони і збереглися, нехай в обпеченому вигляді, утриматися на своїх орбітах вони б не змогли: після вибуху маса зірки і її тяжіння різко зменшуються, в результаті зберігається моменту орбіти планет катастрофічно збільшуються і планети залишають зірку.
Воможность пояснення природи планет пульсара PSR B1257 + 12 пов'язано саме з його швидким врашенія, хоча він повинен бути досить старим (і повільним). Передбачається, що поруч з ним існувала інша зірка, речовину якої поступово перетікав до Пульсару, прискорюючи його обертання, а залишки могли конденсуватися в планети. Нині такої зірки немає.
У 1999 році підтвердилася наявність планети з масою близько п'яти мас Юпітера у ще одного пульсара, PSR B1620-26. Серед можливих кандидатів на наявність планет є й інші пульсари.
Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
Кількість відкритих на 2006 рік екзопланет прівишаєт двісті. Практично всі вони знайдені одним і тим же дуже складним методом, який, не вникаючи в подробиці, все ж можна пояснити досить просто.
Всі зірки беруть участь в обертанні Галактики. Але поряд з цим кожна зірка має власні, випадкові швидкості, які відносно Сонця можуть досягати декількох десятків кілометрів в секунду. Якщо зірка наближається до спостерігача або віддаляється, виникає ефект Доплера, коли світлові хвилі як би стискаються або розтягуються вздовж променя, зміщуючи весь спектр зірки в синю або червону сторону відповідно. Вимірювання зсуву ліній в спектрі дозволяють визначити променеві (радіальні) швидкості зірок. Зрозуміло, що становить швидкості, яка вздовж променя не спрямована, таким методом виміряти не можна.
Уявімо тепер, що у зірки є масивна планета, разом з якою вони звертаються навколо барицентра. Рух зірки за такою кеплеровской орбіті накладе на доплерівську складову променевої швидкості ще одну, змінну складову (рис. 1), яка зазвичай набагато менше повної променевої швидкості і видає присутність планети. Третій закон Кеплера пов'язує орбітальне відстань планети і період її обертання з масою зірки (і планети). Маса зірки сонячного типу приблизно відома заздалегідь з її спектрального класу. Як видно з малюнка, вимірювання дозволяють визначити масу планети тільки з точністю до синуса кута i, причому, якщо планетна система зірки розташована так, що площина орбіт перпендикулярна до напрямку на спостерігача, вимірювання стають неможливими. Для знаходження доплеровской складової використовуються доплеровские зрушення положення численних спектральних ліній зірки, головним чином в області 500-600 нм. Зрушення ліній зірки визначають щодо спектральних ліній лабораторного джерела. Сам зрушення, який виникає завдяки кеплеровским швидкостям, мікроскопічний, і його вимірювання більше відносяться до мистецтва, ніж до науки.
Граничної можливістю методу, що існує вже близько ста років, до 70-х років ХХ століття вважалося знаходження швидкостей приблизно 300-500 м / с. Спроби виявити планети за ознакою періодичної зміни знака кеплеровской складової, яка виникає при зверненні зірки навколо барицентра, було абсолютно безперспективно. Кеплерівські (орбітальні) швидкості зірок дуже малі. Наприклад, в Сонячній системі кеплерівської швидкість Сонця, що виникає під дією тяжіння Юпітера, всього 12,5 м / с, Сатурна - 2,7 м / с, а Землі або Венери - менше 0,1 м / с. Тому для пошуку екзопланет знадобилося придумати і створити апаратуру в 100-200 разів більше чутливу.
Другий головний метод пошуку - астрометричної, про який вже говорилося вище. Тут досягнута точність вище 1 мікросекунди дуги, причому є перспективи поліпшення методу. Теоретично існує не менше п'яти фізичних методів пошуку, з яких тут розглядаються тільки метод променевих швидкостей (МЛС) і транзити.
І МЛС, і астрометричної метод тим ефективніше, чим більше маса обурює тіла (планети). При цьому коливання в положенні зірки, які шукає астрометрія, тим більше, чим далі гіпотетична планета. Зате кеплерівської складова швидкості зірки стає мізерно малою, а спостереження розтягуються на десятиліття. МЛС, навпаки, тим ефективніше, чим ближче обурює тіло до зірки. Природно, для близького тіла необхідна тривалість спостережень виходить набагато меншою. До 1995 року дослідники незмінно виходили з маси і періоду Юпітера і нічого іншого не очікували.
Прагнучи поліпшити чутливість методу променевих швидкостей, на початку 1990-х років кілька груп в різних країнах одночасно зайнялися його вдосконаленням. У 1988 році в Канаді Б. Кемпбелл і його колеги зуміли зареєструвати променеві швидкості близько 15 м / с. Вони порівнювали положення ліній в спектрі зірки з накладеним на нього лабораторним спектром парів фтористого водню, який, проте, дуже незручний для роботи через високу токсичність.
У Швейцарії, в Женевської обсерваторії, М. Майор і Д. Квелоц (який тоді був аспірантом Майора) розробили інший спектрометр, де був використаний торій-аргоновий стандарт зі світловодом. В МЛС-спостереженнях у французькій високогірній обсерваторії в Верхньому Провансі вони досягли на ньому граничної чутливості 13 м / с і в 1994 році приступили до пошуку планет у 142 зірок сонячного типу з порівняно близького оточення Сонця, в тому числі у зірки 51Peg, що знаходиться на відстані 15 пк.
У Сан-Франциському університеті в США група Д. Марсі початку планомірний пошук планет ще в 1987 році і до 1995 року вже мала в руках багаторічний наглядовий матеріал. За пропозицією П. Батлера, який тоді, як і Квелоц, був аспірантом, фтористий водень в стандарті замінили парами йоду (надалі йодний стандарт в астрономії став дуже "модним"). У газовій фазі йод має багато спектральних ліній як раз в області найбільш зручних ліній зірок - 500-600 нм. Але саме через численність ліній йодного стандарту потрібні дуже трудомістка обробка результатів і застосування потужного комп'ютера.
За розрахунками, чутливість нового методу повинна була бути високою і становитиме 10 м / с, що легко досягалося в короткочасних тестах. Однак, хоча в ході нічних спостережень типова помилка результатів становила всього 5-10 м / с, спостереження від ночі до ночі давали розкид від 20 до 100 м / с. Хороші результати, отримані Д. Марсі з колегами напередодні, в наступну наглядову ніч здавалися хибними. Шість років вони допрацьовували і вдосконалювали програми обробки. Нарешті, в 1994 році їх колега С. Вогт замінив оптику спектрометра в Ликской обсерваторії, де виконувалися спостереження, і відразу ж вдалося довести поріг до 3 м / с. Це цілком дозволило б уявного спостерігача, віддаленого на 10 пк (30 світлових років), виявити Юпітер по його гравітаційному впливу на Сонце. Однак накопичені матеріали вимагали декількох років комп'ютерної обробки. Оскільки Марсі і Батлер з колегами знали, що період Юпітера становить 12 років, вони, схоже, особливо не поспішали. Але все ж, щоб прискорити роботу, число регулярно спостерігалися зірок було скорочено з 120 до 25. Серед відкинутих була і зірка 51Peg, тому що в Єльському каталозі яскравих зірок вона значилася як нестабільний субгігант і ставилася до особливого виду зірок. Насправді 51Peg - спокійна зірка сонячного типу, спектральний клас G2.5. Ця помилка в каталозі для Марсі і Батлера стала фатальною.
Кілька інших груп дослідників теж накопичували матеріал, виходячи з того, що обнаружіма планета з масою не менше Юпітера і з періодом 12 років.
Метод швейцарських дослідників М. Майора і Д. Квелоца дозволяв отримати результат відразу. Їх техніка була налагоджена, однак уже через кілька місяців після початку роботи виникли проблеми з цією самою 51Peg. Всього за кілька ночей значна частина променевої швидкості зірки змінювала знак, змінюючись на 60 м / с. М. Майор припустив, що причина може бути в несправності спектрометра. Але вже в грудні 1994 року в руках у Майора і Квелоца виявилася синусоїдальна крива зміни кеплеровской складової променевої швидкості 51Peg з періодом (роком планети) всього 4,2 дня. Дослідники були в скруті. По масі така планета повинна бути дуже великою, чимось на зразок Юпітера, але знаходиться на орбіті в вісім разів ближче до зірки, ніж навіть Меркурій до Сонця (близько 1/20 а.о.), і з періодом 1/1000 періоду Юпітера . В існування таких планет ніхто тоді не міг повірити.
Бажаючи перевірити своє відкриття ще раз, Майор і Квелоц вирішили витримати характер і не публікувати свої дані відразу. У березні 1995 Пегас пішов за Сонце, і до відновлення спостережень в липні залишалося чотири місяці. Майор і Квелоц розрахували, якою має бути майбутня фаза кеплеровской складової, якщо це дійсно планета. І ось, в липні 1995 року, 51Peg з'явився точно з розрахунковим значенням кеплеровской променевої швидкості. Ще через кілька ночей спостережень сумнівів уже не залишалося: знайдена перша планета, що обертається навколо нормальної зірки. Але планета, за мірками Сонячної системи, абсолютно незвичайна: набагато ближче до зірки, ніж будь-хто міг припустити. "Тому було дуже, дуже важко переконати себе, що це - планета, а не пульсації зірки, або її обертання, або щось ще", - говорив М. Майор. Проте був куплений і урочисто з'їдений великий торт і терміново підготовлена стаття до друку.
Надалі саме з твердженням, що у 51Peg спостерігаються пульсації зірки, а не екзопланета, виступив Д. Грей. Його критика не підтвердилася, так як періоди власних коливань зірок значно коротше, а головне - не можуть мати такої високої стабільності.
Восени 1995 року в конференції в Італії Майор і Квелоц доповіли про своє відкриття, про незвичайну близькості планети до зірки і її великій масі. Планети стали називати по імені зірки з додаванням літери b для першої знайденої планети, c для другої і т. Д. Як вже говорилося, МЛС-вимірювання фактично дають оцінку не самої маси М, а величину Msin i. Наскільки оцінка маси екзопланети відрізняється від її реальної маси, залежить від кута i, який утворює нормаль до площини її орбіти з напрямком на спостерігача; для 51Peg b маса становить, швидше за все, половину маси Юпітера. Через близькість до зірки температура планети дуже висока і перевищує, ймовірно, 1000 К (надалі цей тип планет отримав назву "гарячий Юпітер"). Робота була представлена в журнал "Nature". Відкриття викликало сенсацію, причому критики тут же відзначили, що така планета за цілою низкою причин просто не могла утворитися.
Що ж стосується Д. Марсі і П. Батлера, вести з конференції застали їх зненацька. У них йшли спостереження, і наступні чотири ночі вони присвятили настільки необачно залишену ними 51Peg. Незабаром сумнівів не залишилося: швейцарці мають рацію. Жаль Марсі і Батлера не було меж - стільки років роботи, а першість дісталася іншим. Але незабаром вони вже опинилися в центрі уваги американської преси і телебачення. З'явилися несподівані колеги, які, за їхніми словами, теж виявили планети у 51Peg, навіть цілих дві, але не змогли пояснити, як вони це зробили. Поступово швейцарці взагалі якось відійшли на другий план, лише в кінці газетних та інших публікацій згадувалося, що швейцарські дослідники теж виявили екзопланету.
Але Майор і Квелоц були змушені мовчати. Хоча публікація в "Nature" та закріплює пріоритет, але правила редакції забороняють розголошувати зміст знаходиться в друку статті. На всі звернення журналістів вони похмуро відмовчувалися, а лаври відкриття діставалися іншим. "Це була повністю вина" Nature ", - говорив Квелоц. - Ми були в дуже скрутному становищі, оскільки хотіли говорити, хотіли розповісти про те, що зробили, але не могли через заборону" Nature ". Була маса дзвінків від журналістів, але все що ми могли сказати, це - вибачте, не можемо відповісти. Може бути, запитаєте кого-небудь ще ".
Марсі і Батлеру терміново надали час на потужних комп'ютерах. За наступні півроку вони обробили накопичені за вісім років матеріали про 107 зірках. Їм відразу ж вдалося виділити шість зірок-кандидатів, причому одну з них, в сузір'ї Лебедя (16Cyg B), одночасно знайшла група У. Кохрана (США). Екзопланета у 16Cyg B виявилася однією з перших серед планет з дуже великим ексцентриситетом орбіти, більше відповідним комету. Разом з тим в числі нових екзопланет виявилася також t Воо b, орбіта якої має незначний ексцентриситет. Її період ( "рік") 3,3 дня, а ймовірна маса - приблизно чотири маси Юпітера. До батьківської зірки вона ще ближче, ніж екзопланета 51Peg b. Забігаючи вперед, можна сказати, що подальше вдосконалення методу променевих швидкостей і його граничні можливості визначаються головним чином тим, наскільки нестабільні фотосфери зірок сонячного типу. У типовому сприятливому для МЛС випадку неспокою фотосфери становлять приблизно 3 м / с, а граничні можливості самого методу нині близькі до 1,5 м / с.
Надалі темпи відкриттів екзопланет наростали. З'явилися нові колективи дослідників, а серед екзопланет виділилися кілька типових груп. Уже на початок 2000 року було досліджено близько 500 зірок сонячного типу, причому вдалося виявити 32 екзопланети. Третина серед них - об'єкти типу "гарячий Юпітер". До середини цього року загальне число відкритих екзопланет перевищило 200. Окремий їх клас - це так звані коричневі, або, правильніше, інфрачервоні карлики. (Закінчення буде.)
бюро довідок
Парсек(пк, pc) - відстань, на якому зірка при її спостереженні з протилежних точок діаметра земної орбіти змінює своє видиме положення (паралакс) на 1 кутову секунду. Або, що те ж саме, відстань, з якого земна орбіта видно під кутом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. року = 30,857. 1012 км.
Закони Кеплера - три закони, що описують невозмущенное рух планет. Сформульовано німецьким астрономом І. Кеплером на початку XVII століття.
1-й закон. Орбіта планети є еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Комети і космічні апарати можуть рухатися по гіпербол і парабола, в фокусі яких знаходиться центр тяжіння.
2-й закон. Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі, тобто швидкість планети зростає при її наближенні до Сонця (максимальна в перигелії) і убуває при видаленні (мінімальна в афелії).
3-й закон. При русі двох планет по еліптичних орбітах навколо Сонця квадрати їх обігу відносяться як куби великих піввісь їх орбіт. Формулювання має на увазі, що маса планет дуже мала в порівнянні з масою Сонця.
Галілеєві супутники - чотири найбільших супутника Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто, відкриті в 1610 році італійським фізиком і астрономом Галілео Галілеєм за допомогою сконструйованого ним телескопа. За своїми характеристиками вони не набагато відрізняються від Місяця (маса Місяця М = 7,350. 1022 кг, радіус R = 1732,2 км):
Закон випромінювання Планка - закон розподілу енергії в спектрі рівноважного випромінювання при певній температурі Т (див. Рис. На стор. 5). Був отриманий німецьким фізиком М. Планком в 1900 році на основі гіпотези про те, що випромінювання енергії відбувається порціями - квантами.
Планетні системи зірок
Наука і життя // Ілюстрації
Планета-гігант Юпітер знаходиться на відстані 5,2 а. е. від Сонця, звертаючись навколо нього за 11,9 року.
Астероїд Ітокава. восени 2005 року його досліджував японський апарат & quot; Хаябуса & quot ;. Розміри астероїда всього 300 метрів.
Розподіл інтенсивності випромінювання в спектрі абсолютно чорного тіла. Якщо у видимій області відношення яскравості зірки і планети досягає десятків мільярдів, то в області Релея-Джинса - всього близько ста.
Білий об'єкт праворуч - це «коричневий» (інфрачервоний) карлик 2М1207.
Рис. 1. Зірка і планета обертаються навколо загального центру їх мас - барицентра.
Закони Кеплера.
Галілеєві супутники.
<
>
Пошук інших планет і життя поза Землею, бажано розумною і подібної до нашої, - ці всеосяжні завдання явно або неявно лежать в основі розвитку астрономічної науки і наукового знання з часів античних філософів. В наші дні цілком здоровий інтерес до названих проблем багато занадто похмурі фахівці схильні якось приховувати, офіційно вважаючи їх, мабуть, не цілком науковими. За визнанням провідних співробітників американського Інституту SETI (Інституту пошуку позаземних цивілізацій), подібний інтерес декому з них навіть коштував кар'єри. Іноді у представників "справжньою" астрофізики взагалі прослизає поблажливий погляд на планетні дослідження: що ви там, зі своїми примітивними планетами, то справа наші чорні діри! Забувають, напевно, "справжні" астрофізики, що життя, включаючи їх самих, могла таємничим чином виникнути і розвиватися тільки на планеті. Варто додати все ж, що на конгресах Міжнародного астрономічного союзу, які раз у три роки збирають астрономів всього світу, позапрограмні доповіді про пошуки позасонячних планет і життя за межами Землі йдуть при переповнених "справжніми" астрофізиками багатотисячних залах.
Спроби людини зрозуміти навколишній світ завжди починалися з зоряного неба над головою, і все, що вчені знають (а правильніше сказати - припускають) про виникнення життя, пов'язане тільки з планетою Земля. Сьогодні, коли накопичені століттями знання містять відповіді на багато питань, коли нові астрофізичні методи дозволяють досліджувати не тільки горизонт Всесвіту, а й, можливо, навіть горизонт часу, не менш важливим (і навіть сенсаційним) науковим подією стало відкриття планетних систем у інших зірок. Майже сто років здавалося, що це відкриття ось-ось станеться, публікувалися численні дослідження і проводилися спеціальні конференції, але відбулося воно тільки в 1995 році. Вражаюче, що відкриття позасонячних планет заважали, як це буде видно далі, якраз ті відомості, які вчені отримали в ході дослідження нашої Сонячної системи і які вважалися вихідними також для пошуку інших планетних систем.
У пошуку позасонячних планет (екзопланет, як їх ще називають) кілька аспектів: це нові фундаментальні знання про походження світу, в якому ми живемо; нові уявлення про еволюцію нашої власної планети, природа якої далеко не застигла у своєму розвитку і зовсім не так однозначна і стійка, як це колись уявлялося; нарешті, це пошук світів з тими самими таємничими умовами, в яких колись виникла (в єдиною відомою нам аміно-нуклєїнах-кислотній формі) і еволюціонувала життя на нашій планеті.
Складність механізмів освіти і еволюції планет така, що однакові вихідні умови зовсім не обов'язково ведуть до ідентичних результатів. Подібно до того як не можна передбачити, куди покотиться камінь по розгалуженої канавці або на яку сторону острова протягом винесе пліт, природа пропонує великий набір різних шляхів для розвитку спочатку мало різняться планетних тел. Добре відомий приклад - планета Венера, абсолютно не схожа на Землю (хоча вдалося дізнатися це тільки в наші дні). Що ж стосується інших планетних систем, то їх розмаїття виявляється навіть в самій їхній структурі.
Будова сонячної системи завжди вважалося класикою астрономії
У ХХ столітті відправною точкою в пошуку інших планетних систем вважалася добре вивчена структура Сонячної системи. Близько до центральної зірки, Сонця, розташовуються чотири планети земного типу: Меркурій, Венера, Земля з Місяцем і Марс. Всі вони мають високу середню щільність, 4-5,5 г / см3, і, за винятком Меркурія і Місяця, мають атмосферами. Їх віддаленість від Сонця (в расстояни і від Землі до Сонця, що дорівнює 150 млн км, яке прийнято за астрономічну одиницю і називається а.о.) становить від 0,4 до 1,5 одиниці. Планети земного типу знаходяться в центральній частині Сонячної системи. Набагато далі, від 5 до 30 одиниць, розташовуються планети-гіганти, розділені значно великими відстанями. Вони влаштовані зовсім інакше, ніж Земля, і мають газо-рідку природу. Цю групу очолює Юпітер, маса якого в 318 разів більша за масу Землі й становить одну тисячну (точніше, 1/1047) маси Сонця. Все гіганти мають кільця різної щільності і величезна кількість місяців: у Сатурна їх більше 60. Між орбітами Марса і Юпітера знаходяться орбіти сотень тисяч малих планет, що мають невеликі розміри, переважно близько сотні кілометрів. Розміри трьох з них близькі до 500 км, а Церери - до 1000 км. Розміри багатьох тисяч інших - всього кілька кілометрів, а то і сотні метрів. Між орбітами гігантів також розташовані орбіти малих тіл (так звана група Кентаврів). Починаючи з відстані 39 а.о. розташовуються орбіти транснептунових об'єктів (ТНО). Їх очолює подвійна планета Плутон-Харон, яку в серпні 2006 року найбільш гучна частина делегатів Генеральної Асамблеї Міжнародного астрономічного союзу в Празі позбавила звання планети (навряд чи Плутон з Хароном ридають від горя, але бурхливих засідань було чимало). Логіка такого рішення в тому, що вже виявлено багато інших ТНО, в тому числі недавно відкритий 2003 UB313, який майже вдвічі більше Плутона (див. "Наука і життя" № 10, 2006 р ). Мабуть, пояс ТНО тягнеться до 60 а.о. і далі. Ще одна група "населення" Сонячної системи - комети - має типові розміри невеликих астероїдів і знаходиться на дуже витягнутих орбітах з перигелієм (близькому по відношенню до Сонця точкою орбіти) у Сонця, часто навіть нижче орбіти Меркурія, і з афелием (максимальним віддаленням) близько 1000 а.о. (Для довгоперіодичних комет). Тут подібні тіла утворюють Хмара Оорта, звідки вони іноді (або періодично) відправляються до Сонця. Причому на відміну від планет, орбіти яких розташовуються приблизно в одній площині, близькій до площини орбіти Землі (екліптики), комети можуть прийти звідки завгодно. Залишається сказати, що всі планети і супутники обертаються навколо своєї полярної осі, причому, якщо їх орбіта низька, як у Меркурія або як у галілеєвих супутників Юпітера, їх обертання так чи інакше синхронізується зі зверненням. Швидкості орбітального руху планет дуже різні, від 50 км / с у Меркурія і 30 км / с у Землі до 2 км / с у ТНО, відповідно до третього закону Кеплера.
Якщо в межах планетних систем відстані зручно позначати в а.о., то для відстаней до Хмари Оорта, а тим більше до зірок, астрономи вважають за краще парсек (пк - відстань, яку світло проходить за 3,26 року) або просто світловий рік. А 1 а.о. - це всього 8 світлових хвилин.
Пошуки інших планетних систем в ХХ столітті спиралися на викладені уявлення про Сонячну систему. Вчені розраховували, як вона повинна виглядати з відстані, скажімо, 5 пк, відповідного видалення найближчих зірок. Виходило, що випадок майже безнадійний - світло зірки замаскує присутність планет. Можна спробувати виявити тільки Юпітер, та й то при дуже великих хитрощах. Так як орбітальний період Юпітера становить 12 земних років, а Сатурна майже 30, план пошуків повинен був передбачати постійні спостереження обраних зірок протягом 10-30 років ...
Пошуки планет біля інших зірок в хх столітті
Першою відкритою екзопланетою стала планета у зірки 51Peg в сузір'ї Пегаса. Фактично планета у зірки 51Peg була виявлена в 1994 році, але офіційно оголосили про це лише восени наступного року. Повідомлення про відкриття планет з'являлися і раніше, протягом майже всієї другої половини ХХ століття, але незмінно спростовувалися. Справедливості заради почати слід з класичної (і найдовшої) історії пошуку гіпотетичних планет у зірки Барнарда ( "летить"), відкритої в 1916 році.
Зірка Барнарда - четверта з найближчих до Сонця зірок. У астрофізиці зірки класифікують за типами, залежно, головним чином, від їх температури. Сонце - зірка класу G2, з температурою випромінювання близько 6000 К. Зірка Барнарда - порівняно холодний і маломасивних червоний карлик пізнього класу M5V. Е. Барнард був мисливцем за кометами, причому не безкорисливим: уряд США тоді платило премії за знахідки комет. Свою зірку в 1916 році він відкрив випадково, завдяки головній її особливості - великим видимому руху по небу, близько 10 кутових секунд на рік. Пізніше інший дослідник з США, П. Ван де Камп, зацікавився зіркою Барнарда і не припиняв її дослідження понад півстоліття. Рух зірки він почав вивчати в 1938 році, використовуючи астрометричної метод (точне визначення координат об'єкту і його положення щодо інших зірок), і, накопичуючи наглядовий матеріал, наполегливо продовжував цю роботу до 1980-х років. Ван де Камп використовував фотопластинки своїх спостережень на 61-сантиметровому телескопі американської обсерваторії Спроул, основну частину яких він провів у 1950-1978 роках. За результатами астрометричного аналізу 2400 знімків Ван де Камп знайшов, що слід зірки Барнарда на фотопластинці утворює слабо хвилясту лінію з розмахом коливань до 0,0005 мм, що відповідає періодичному зміщення зірки на 0,04 кутової секунди. Такі коливання могли б виникати під дією обертається довкола зірки масивної планети, так як в дійсності обидва тіла обертаються навколо загального центру мас, який, звичайно, відстоїть від центру зірки набагато ближче, ніж від центру планети (в стільки ж разів ближче, у скільки маса зірки більше маси планети). У такому ж рівновазі знаходяться, скажімо, бабуся і внучка, що коливаються на протилежних кінцях дошки. Щоб ніхто з них не переважував, опора дошки (баріцентр) повинна бути значно ближче до масивної бабусі, ніж до легкої внучці. Зірка і планета не качає, а обертаються навколо барицентра, але його положення визначається тим же умовою. Чим масивніше планета і чим менше маса зірки, тим помітніше повинні бути періодичні коливання в русі останньої. Так як зірка Барнарда швидко рухається, окремі точки її послідовних положень складаються в злегка хвилястий слід, вважав Ван де Камп (див. "Наука і життя" № 9, 1973 г.).
З даних Ван де Кампа випливало, що обурення в русі зірки викликає планета з масою Юпітера (або більше) і приблизно з його ж орбітою. Надалі де Камп говорив уже про дві планети, з періодами 12 і 26 років. Популярність досліджень де Кампа росла, чому сприяло і те, що він умів добре володіти аудиторією. Однак деякі скептики ставилися до його даними недовірливо.
Н. Вегман, один з близьких колег де Кампа, провів незалежні вимірювання, коливань в положенні зірки Барнарда не виявлено, але публікувати свої результати не став. У 1971 році Д. Гейтвуду, який тоді був аспірантом Аллеганського обсерваторії (США), запропонували досліджувати руху зірки Барнарда в якості дисертаційної теми. Комп'ютери тоді тільки входили в астрономічну практику, але Гейтвуду вдалося розробити новий астрометричної прилад - багатоканальний комп'ютеризований фотометр, який в значній мірі виключав можливі помилки вимірювань. Для надійності вимірювання проводилися незалежно в двох обсерваторіях. Коли накопичилася достатня кількість знімків, запустили програму їх обробки. Навколо громіздкого гуркітливого принтера зібралися всі учасники роботи. "Це був дивний випадок, все сталося так швидко, за хвилини, - розповідав Гейтвуд. - Ми дивилися на виповзає з принтера роздруківку, причому не знали, яка з зірок - Барнарда. І ось з'явилася зірка з збуреннями близько 30 тисячні секунди дуги. Я пожвавився. Бог мій, ось вона! Ми знайшли! Фантастика! Ми стовпилися, розглядаючи, обговорюючи, і тоді ... тоді я побачив номер зірки. Це була не зірка Барнарда! Це була подвійна зірка з возмущающим компаньйоном ". Далі з'явився абсолютно рівний, без будь-якої волнистости, слід зірки Барнарда.
Де Камп до кінця своїх днів наполягав на існуванні планет у зірки Барнарда. Він помер в 1995 році, в рік, дивно збігся з відкриттям першої справжньої екзопланети у зірки 51Peg.
Поряд з астрометрією дослідники розглядали і інші можливі методи пошуку планет. В оглядах 80-х років ХХ століття наводилися цілком обґрунтовані оцінки можливостей методів променевих швидкостей (про нього нижче) і спостережень позасонячних планетних тіл в оптичному і в інфрачервоному діапазонах.
Метод прямої фотометрической реєстрації екзопланет по відбитому ними світла в 1970 - 1990-х роках обговорювали багато дослідників. Автор в одній зі своїх робіт 1986 року розглядав здійсненність такої реєстрації планет, виходячи з самих-самих граничних технічних можливостей. Приймалося, що планетна система подібна Сонячної, що спостерігається з відстані 5 пк. Ставлення світла, відбитого планетою, до світла Сонця дуже мало і становить для Венери і Юпітера одну мільярдну, а для Землі ще в чотири рази менше. Ідеальна оптична система космічного телескопа діаметром 2,6 метра з ідеальним приймачем могла б створити фототок в 10-20 фотоелектронів в секунду від світла Юпітера. В принципі такий струм можна виміряти, але шум реєстрації фотоструму від самої зірки перевищує ці значення в 10 тисяч разів, тому система повинна бути дуже складною. Розрахунки показували, що завдання вимагає тривалості експозиції не менше 10 годин.
Технічні складності методу прямої реєстрації були причиною скептичного до нього відношення. Теоретично великими перевагами володіє радіометричний метод, який відрізняється від фотометричного тільки діапазоном довжин хвиль. Фокус тут полягає в використанні особливостей планковской кривої випромінювання абсолютно чорного тіла. Реєструється не відбите світло, а власне інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні 25-50 мкм. Довжина хвилі вибирається правіше максимуму планковской кривої для планети, де виграш виходить найбільшим. До того ж, на відміну від оптичної фотометрії, теплове випромінювання виходить від всієї поверхні планети, а не тільки від освітленої сторони. З урахуванням властивостей рівняння Планка відношення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Юпітера і Сонця виходить в 150 тисяч разів більше відносини їх яркостей в оптичному діапазоні. Але реальний виграш, з технічних причин, не перевищує 100 раз.
Ефективність методу прямої реєстрації (в оптичному діапазоні) все-таки була доведена спостереженнями планети у так званого коричневого карлика 2M1207. Це особливий випадок, про який розповідається нижче.
Планетна система у нейтронної зірки PSR B1257 + 12
Всупереч очікуванням перша позасонячна планетна система була виявлена не при нормальної зірки, а у пульсара (нейтронної зірки). У 1991 році радіотелескоп Аресібо (Пуерто-Ріко, США) був зупинений на частковий ремонт. 300-метрова параболічна антена Аресібо нерухома, тому основний режим роботи цього радіотелескопа - пасажний, тобто випромінювання радіоісточ ників реєструється, коли завдяки обертанню Землі вони проходять через його нерухому діаграму спрямованості. А. Вольцшан використовував зупинку планових робіт на радіотелескопі для пошуку пульсарів, розташованих високо над площиною Галактики. Незабаром йому вдалося виявити слабкий пульсар PSR B1257 + 12, імпульси якого повторюються кожні 6,2 мілісекунди. Пульсар далекий, він знаходиться на відстані 1300 світлових років. (Пульсари - це бистровращающіеся нейтронні зірки з двома вузькими променями, як у прожектора маяка. Вони зручні для дослідження міжзоряного простору, і існують спеціальні математичні моделі, які дозволяють отримати відомості про міжзоряне середовище саме шляхом обробки даних про випромінювання пульсара.) Але з обробкою даних PSR B1257 + 12 виникли проблеми. Незабаром, щоб підтвердити спостереження Вольцшана, Д. Фрейл в радіоастрономічної обсерваторії Сокорро в Нью-Мексико провів незалежні вимірювання, але отримав такі ж результати.
Трохи Ранее А. Лін Виступивши у прессе з повідомленням про Відкриття планети в Іншого пульсара, PSR B1829-10. Его стаття в Журналі "Nature" з'явилася 25 липня 1991 року разом з вінесенім на обкладинки Яскрава заголовком: "Перша планета поза нашою Сонячна системою". У Ліна теж були проблеми з Обробка даних, но, коли ВІН включивши в модель пульсара періодічне Вплив, что створюється гіпотетічної масівної планетою, завдання Було вірішено. Період планети, проти, оказался дивно рівнім точно половіні земної року. Втім, хіба мало Які бувають збігі. Вольцшан і Фрейл теж включили в обробку таке ж періодичне вплив від масивної планети. Однак восени того ж року на конференції, де були представлені доповіді Ліна і Вольцшана, Лін мужньо зізнався, що з новою програмою обробки присутність планети у пульсара PSR B1829-10 не підтвердилося. Помилку викликало, мабуть, річне рух Землі.
У 1993 році Вольцшан оголосив, що у пульсара PSR B1257 + 12 виявилися три планети, які віддалені від нього в тому ж відношенні 0,39 / 0,72 / 1, що і відстані від Сонця Меркурія, Венери і Землі. Маси планет досить значні: 0,2, 4,3 і 3,6 земної, а періоди обертання складають 25, 67 і 98 діб (в подальшому висновок про існування першої планети було оскаржено).
Мабуть, планети у пульсара є вельми екзотичні освіти. Вони схильні до дії інтенсивних потоків електронів, позитронів і гамма-випромінювання, періодично падають на планети з вказаним періодом (тобто з частотою 160 Гц). Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети? Нейтронна зірка - продукт вибуху звичайної зірки в кінці її життя. Припущення, що планети у зірки колись існували і збереглися після її вибуху як наднової, не проходить з кількох причин. Після вибуху наднової планети повинні були б виявитися всередині газових оболонок зірки. Але навіть якщо б вони і збереглися, нехай в обпеченому вигляді, утриматися на своїх орбітах вони б не змогли: після вибуху маса зірки і її тяжіння різко зменшуються, в результаті зберігається моменту орбіти планет катастрофічно збільшуються і планети залишають зірку.
Воможность пояснення природи планет пульсара PSR B1257 + 12 пов'язано саме з його швидким врашенія, хоча він повинен бути досить старим (і повільним). Передбачається, що поруч з ним існувала інша зірка, речовину якої поступово перетікав до Пульсару, прискорюючи його обертання, а залишки могли конденсуватися в планети. Нині такої зірки немає.
У 1999 році підтвердилася наявність планети з масою близько п'яти мас Юпітера у ще одного пульсара, PSR B1620-26. Серед можливих кандидатів на наявність планет є й інші пульсари.
Історія відкриття планет у сонцеподібних зірок
Кількість відкритих на 2006 рік екзопланет прівишаєт двісті. Практично всі вони знайдені одним і тим же дуже складним методом, який, не вникаючи в подробиці, все ж можна пояснити досить просто.
Всі зірки беруть участь в обертанні Галактики. Але поряд з цим кожна зірка має власні, випадкові швидкості, які відносно Сонця можуть досягати декількох десятків кілометрів в секунду. Якщо зірка наближається до спостерігача або віддаляється, виникає ефект Доплера, коли світлові хвилі як би стискаються або розтягуються вздовж променя, зміщуючи весь спектр зірки в синю або червону сторону відповідно. Вимірювання зсуву ліній в спектрі дозволяють визначити променеві (радіальні) швидкості зірок. Зрозуміло, що становить швидкості, яка вздовж променя не спрямована, таким методом виміряти не можна.
Уявімо тепер, що у зірки є масивна планета, разом з якою вони звертаються навколо барицентра. Рух зірки за такою кеплеровской орбіті накладе на доплерівську складову променевої швидкості ще одну, змінну складову (рис. 1), яка зазвичай набагато менше повної променевої швидкості і видає присутність планети. Третій закон Кеплера пов'язує орбітальне відстань планети і період її обертання з масою зірки (і планети). Маса зірки сонячного типу приблизно відома заздалегідь з її спектрального класу. Як видно з малюнка, вимірювання дозволяють визначити масу планети тільки з точністю до синуса кута i, причому, якщо планетна система зірки розташована так, що площина орбіт перпендикулярна до напрямку на спостерігача, вимірювання стають неможливими. Для знаходження доплеровской складової використовуються доплеровские зрушення положення численних спектральних ліній зірки, головним чином в області 500-600 нм. Зрушення ліній зірки визначають щодо спектральних ліній лабораторного джерела. Сам зрушення, який виникає завдяки кеплеровским швидкостям, мікроскопічний, і його вимірювання більше відносяться до мистецтва, ніж до науки.
Граничної можливістю методу, що існує вже близько ста років, до 70-х років ХХ століття вважалося знаходження швидкостей приблизно 300-500 м / с. Спроби виявити планети за ознакою періодичної зміни знака кеплеровской складової, яка виникає при зверненні зірки навколо барицентра, було абсолютно безперспективно. Кеплерівські (орбітальні) швидкості зірок дуже малі. Наприклад, в Сонячній системі кеплерівської швидкість Сонця, що виникає під дією тяжіння Юпітера, всього 12,5 м / с, Сатурна - 2,7 м / с, а Землі або Венери - менше 0,1 м / с. Тому для пошуку екзопланет знадобилося придумати і створити апаратуру в 100-200 разів більше чутливу.
Другий головний метод пошуку - астрометричної, про який вже говорилося вище. Тут досягнута точність вище 1 мікросекунди дуги, причому є перспективи поліпшення методу. Теоретично існує не менше п'яти фізичних методів пошуку, з яких тут розглядаються тільки метод променевих швидкостей (МЛС) і транзити.
І МЛС, і астрометричної метод тим ефективніше, чим більше маса обурює тіла (планети). При цьому коливання в положенні зірки, які шукає астрометрія, тим більше, чим далі гіпотетична планета. Зате кеплерівської складова швидкості зірки стає мізерно малою, а спостереження розтягуються на десятиліття. МЛС, навпаки, тим ефективніше, чим ближче обурює тіло до зірки. Природно, для близького тіла необхідна тривалість спостережень виходить набагато меншою. До 1995 року дослідники незмінно виходили з маси і періоду Юпітера і нічого іншого не очікували.
Прагнучи поліпшити чутливість методу променевих швидкостей, на початку 1990-х років кілька груп в різних країнах одночасно зайнялися його вдосконаленням. У 1988 році в Канаді Б. Кемпбелл і його колеги зуміли зареєструвати променеві швидкості близько 15 м / с. Вони порівнювали положення ліній в спектрі зірки з накладеним на нього лабораторним спектром парів фтористого водню, який, проте, дуже незручний для роботи через високу токсичність.
У Швейцарії, в Женевської обсерваторії, М. Майор і Д. Квелоц (який тоді був аспірантом Майора) розробили інший спектрометр, де був використаний торій-аргоновий стандарт зі світловодом. В МЛС-спостереженнях у французькій високогірній обсерваторії в Верхньому Провансі вони досягли на ньому граничної чутливості 13 м / с і в 1994 році приступили до пошуку планет у 142 зірок сонячного типу з порівняно близького оточення Сонця, в тому числі у зірки 51Peg, що знаходиться на відстані 15 пк.
У Сан-Франциському університеті в США група Д. Марсі початку планомірний пошук планет ще в 1987 році і до 1995 року вже мала в руках багаторічний наглядовий матеріал. За пропозицією П. Батлера, який тоді, як і Квелоц, був аспірантом, фтористий водень в стандарті замінили парами йоду (надалі йодний стандарт в астрономії став дуже "модним"). У газовій фазі йод має багато спектральних ліній як раз в області найбільш зручних ліній зірок - 500-600 нм. Але саме через численність ліній йодного стандарту потрібні дуже трудомістка обробка результатів і застосування потужного комп'ютера.
За розрахунками, чутливість нового методу повинна була бути високою і становитиме 10 м / с, що легко досягалося в короткочасних тестах. Однак, хоча в ході нічних спостережень типова помилка результатів становила всього 5-10 м / с, спостереження від ночі до ночі давали розкид від 20 до 100 м / с. Хороші результати, отримані Д. Марсі з колегами напередодні, в наступну наглядову ніч здавалися хибними. Шість років вони допрацьовували і вдосконалювали програми обробки. Нарешті, в 1994 році їх колега С. Вогт замінив оптику спектрометра в Ликской обсерваторії, де виконувалися спостереження, і відразу ж вдалося довести поріг до 3 м / с. Це цілком дозволило б уявного спостерігача, віддаленого на 10 пк (30 світлових років), виявити Юпітер по його гравітаційному впливу на Сонце. Однак накопичені матеріали вимагали декількох років комп'ютерної обробки. Оскільки Марсі і Батлер з колегами знали, що період Юпітера становить 12 років, вони, схоже, особливо не поспішали. Але все ж, щоб прискорити роботу, число регулярно спостерігалися зірок було скорочено з 120 до 25. Серед відкинутих була і зірка 51Peg, тому що в Єльському каталозі яскравих зірок вона значилася як нестабільний субгігант і ставилася до особливого виду зірок. Насправді 51Peg - спокійна зірка сонячного типу, спектральний клас G2.5. Ця помилка в каталозі для Марсі і Батлера стала фатальною.
Кілька інших груп дослідників теж накопичували матеріал, виходячи з того, що обнаружіма планета з масою не менше Юпітера і з періодом 12 років.
Метод швейцарських дослідників М. Майора і Д. Квелоца дозволяв отримати результат відразу. Їх техніка була налагоджена, однак уже через кілька місяців після початку роботи виникли проблеми з цією самою 51Peg. Всього за кілька ночей значна частина променевої швидкості зірки змінювала знак, змінюючись на 60 м / с. М. Майор припустив, що причина може бути в несправності спектрометра. Але вже в грудні 1994 року в руках у Майора і Квелоца виявилася синусоїдальна крива зміни кеплеровской складової променевої швидкості 51Peg з періодом (роком планети) всього 4,2 дня. Дослідники були в скруті. По масі така планета повинна бути дуже великою, чимось на зразок Юпітера, але знаходиться на орбіті в вісім разів ближче до зірки, ніж навіть Меркурій до Сонця (близько 1/20 а.о.), і з періодом 1/1000 періоду Юпітера . В існування таких планет ніхто тоді не міг повірити.
Бажаючи перевірити своє відкриття ще раз, Майор і Квелоц вирішили витримати характер і не публікувати свої дані відразу. У березні 1995 Пегас пішов за Сонце, і до відновлення спостережень в липні залишалося чотири місяці. Майор і Квелоц розрахували, якою має бути майбутня фаза кеплеровской складової, якщо це дійсно планета. І ось, в липні 1995 року, 51Peg з'явився точно з розрахунковим значенням кеплеровской променевої швидкості. Ще через кілька ночей спостережень сумнівів уже не залишалося: знайдена перша планета, що обертається навколо нормальної зірки. Але планета, за мірками Сонячної системи, абсолютно незвичайна: набагато ближче до зірки, ніж будь-хто міг припустити. "Тому було дуже, дуже важко переконати себе, що це - планета, а не пульсації зірки, або її обертання, або щось ще", - говорив М. Майор. Проте був куплений і урочисто з'їдений великий торт і терміново підготовлена стаття до друку.
Надалі саме з твердженням, що у 51Peg спостерігаються пульсації зірки, а не екзопланета, виступив Д. Грей. Його критика не підтвердилася, так як періоди власних коливань зірок значно коротше, а головне - не можуть мати такої високої стабільності.
Восени 1995 року в конференції в Італії Майор і Квелоц доповіли про своє відкриття, про незвичайну близькості планети до зірки і її великій масі. Планети стали називати по імені зірки з додаванням літери b для першої знайденої планети, c для другої і т. Д. Як вже говорилося, МЛС-вимірювання фактично дають оцінку не самої маси М, а величину Msin i. Наскільки оцінка маси екзопланети відрізняється від її реальної маси, залежить від кута i, який утворює нормаль до площини її орбіти з напрямком на спостерігача; для 51Peg b маса становить, швидше за все, половину маси Юпітера. Через близькість до зірки температура планети дуже висока і перевищує, ймовірно, 1000 К (надалі цей тип планет отримав назву "гарячий Юпітер"). Робота була представлена в журнал "Nature". Відкриття викликало сенсацію, причому критики тут же відзначили, що така планета за цілою низкою причин просто не могла утворитися.
Що ж стосується Д. Марсі і П. Батлера, вести з конференції застали їх зненацька. У них йшли спостереження, і наступні чотири ночі вони присвятили настільки необачно залишену ними 51Peg. Незабаром сумнівів не залишилося: швейцарці мають рацію. Жаль Марсі і Батлера не було меж - стільки років роботи, а першість дісталася іншим. Але незабаром вони вже опинилися в центрі уваги американської преси і телебачення. З'явилися несподівані колеги, які, за їхніми словами, теж виявили планети у 51Peg, навіть цілих дві, але не змогли пояснити, як вони це зробили. Поступово швейцарці взагалі якось відійшли на другий план, лише в кінці газетних та інших публікацій згадувалося, що швейцарські дослідники теж виявили екзопланету.
Але Майор і Квелоц були змушені мовчати. Хоча публікація в "Nature" та закріплює пріоритет, але правила редакції забороняють розголошувати зміст знаходиться в друку статті. На всі звернення журналістів вони похмуро відмовчувалися, а лаври відкриття діставалися іншим. "Це була повністю вина" Nature ", - говорив Квелоц. - Ми були в дуже скрутному становищі, оскільки хотіли говорити, хотіли розповісти про те, що зробили, але не могли через заборону" Nature ". Була маса дзвінків від журналістів, але все що ми могли сказати, це - вибачте, не можемо відповісти. Може бути, запитаєте кого-небудь ще ".
Марсі і Батлеру терміново надали час на потужних комп'ютерах. За наступні півроку вони обробили накопичені за вісім років матеріали про 107 зірках. Їм відразу ж вдалося виділити шість зірок-кандидатів, причому одну з них, в сузір'ї Лебедя (16Cyg B), одночасно знайшла група У. Кохрана (США). Екзопланета у 16Cyg B виявилася однією з перших серед планет з дуже великим ексцентриситетом орбіти, більше відповідним комету. Разом з тим в числі нових екзопланет виявилася також t Воо b, орбіта якої має незначний ексцентриситет. Її період ( "рік") 3,3 дня, а ймовірна маса - приблизно чотири маси Юпітера. До батьківської зірки вона ще ближче, ніж екзопланета 51Peg b. Забігаючи вперед, можна сказати, що подальше вдосконалення методу променевих швидкостей і його граничні можливості визначаються головним чином тим, наскільки нестабільні фотосфери зірок сонячного типу. У типовому сприятливому для МЛС випадку неспокою фотосфери становлять приблизно 3 м / с, а граничні можливості самого методу нині близькі до 1,5 м / с.
Надалі темпи відкриттів екзопланет наростали. З'явилися нові колективи дослідників, а серед екзопланет виділилися кілька типових груп. Уже на початок 2000 року було досліджено близько 500 зірок сонячного типу, причому вдалося виявити 32 екзопланети. Третина серед них - об'єкти типу "гарячий Юпітер". До середини цього року загальне число відкритих екзопланет перевищило 200. Окремий їх клас - це так звані коричневі, або, правильніше, інфрачервоні карлики. (Закінчення буде.)
бюро довідок
Парсек(пк, pc) - відстань, на якому зірка при її спостереженні з протилежних точок діаметра земної орбіти змінює своє видиме положення (паралакс) на 1 кутову секунду. Або, що те ж саме, відстань, з якого земна орбіта видно під кутом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. року = 30,857. 1012 км.
Закони Кеплера - три закони, що описують невозмущенное рух планет. Сформульовано німецьким астрономом І. Кеплером на початку XVII століття.
1-й закон. Орбіта планети є еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Комети і космічні апарати можуть рухатися по гіпербол і парабола, в фокусі яких знаходиться центр тяжіння.
2-й закон. Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі, тобто швидкість планети зростає при її наближенні до Сонця (максимальна в перигелії) і убуває при видаленні (мінімальна в афелії).
3-й закон. При русі двох планет по еліптичних орбітах навколо Сонця квадрати їх обігу відносяться як куби великих піввісь їх орбіт. Формулювання має на увазі, що маса планет дуже мала в порівнянні з масою Сонця.
Галілеєві супутники - чотири найбільших супутника Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто, відкриті в 1610 році італійським фізиком і астрономом Галілео Галілеєм за допомогою сконструйованого ним телескопа. За своїми характеристиками вони не набагато відрізняються від Місяця (маса Місяця М = 7,350. 1022 кг, радіус R = 1732,2 км):
Закон випромінювання Планка - закон розподілу енергії в спектрі рівноважного випромінювання при певній температурі Т (див. Рис. На стор. 5). Був отриманий німецьким фізиком М. Планком в 1900 році на основі гіпотези про те, що випромінювання енергії відбувається порціями - квантами.
Німецький фізик В. ВІН Вивів перший закон розподілу ЕНЕРГІЇ випромінювання в 1893 году, но з его помощью зміг описати только спектр високих частот (малих довжина хвиля). англійські фізики Дж. У. Релей в 1900 році і Дж. Джинс в 1905-му незалежно один від одного отримали закон для низькочастотної частини спектра, але в області високих частот він передбачав зростання енергії випромінювання до надзвичайно великих значень в далекій ультрафіолетової області, що ні відповідало результатам дослідів. Планк, ввівши поняття квантів, зумів поєднати ці закони, отримавши точну формулу закону. Теоретичний висновок закону випромінювання Планка зробив А. Ейнштейн в 1916 році.
Орбітальні резонанси, або співмірності, - відносини цілих чисел, наприклад 3/2, 7/3 і т. Д., Якими виражаються відносини періодичності стабільних орбіт планет, які обертаються навколо Сонця. Пояснюється їх походження тим, що гравітаційна взаємодія як би виштовхує планети з орбіт, які не підкоряються цим співвідношенням.
Див. В номері на ту ж тему Л. Ксанфомалити - "Бомжі" в сонячній системі.
Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети?Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети?
Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети?
Після перших же публікацій виникло питання: звідки там взялися планети?