Разыскиваются дальние родственники

01 августа 2011 года, 00:00

Фото: ESO/S. BRUNIER

Много веков в человечестве живет надежда на существование других миров. Или хотя бы планет, похожих на землю. Современные методы позволяют обнаруживать их в глубинах вселенной

Еще в середине XIX века многие ученые сомневались, что человек сможет узнать что-то существенное даже о ярких звездах. Что уж говорить о планетах? Однако трудности на пути поиска иных миров заставили ученых проявить чудеса изобретательности, и к началу XXI века астрофизики имели в распоряжении уже полдюжины методов обнаружения и исследования экзопланет, то есть планет за пределами Солнечной системы.

Строго говоря, ни один из этих методов не является сугубо планетным. Многие из них задолго до экзопланетной эпохи успешно применялись для изучения двойных звезд. Задачи поиска планет потребовали лишь повышения точности приборов.

Первым методом, при помощи которого предполагалось найти иные планеты, был астрометрический. Хотя мы привыкли говорить, что планеты вращаются вокруг звезд, на самом деле и планета, и звезда обращаются вокруг общего центра масс системы, поскольку не только на планету действует гравитация звезды, но и на звезду действует гравитация планеты. Конечно, из-за разницы их масс размер орбит, которые описывает звезда, гораздо меньше размера планетной орбиты. Однако если измерять координаты звезды долго и с высокой точностью, то даже незначительное ее смещение относительно центра масс можно заметить. Именно так в 1844 году Фридрих Бессель доказал, что у Сириуса и Проциона есть невидимые глазом спутники. Однако в этом случае речь шла о массивных белых карликах, которые отклоняют Сириус и Процион на несколько угловых секунд. Легкая планета отклоняет звезду гораздо меньше. Например, Солнце под совокупным действием всех планет отклоняется  от центра масс Солнечной системы примерно на миллион километров. Если смотреть на Солнце даже с ближайшей к нам звезды — α Центавра, — то угловое смещение составит всего 5 миллисекунд! Причем его еще нужно выявить на фоне параллактического смещения и собственного движения звезды.

Космический телескоп «Кеплер» следит за вариациями яркости сотни тысяч звезд на границе созвездий Лебедя, Лиры и Дракона. Найдено уже более тысячи звезд, испытывающих колебания яркости, что, как предполагают, связано с наличием планет, которые периодически затмевают звезду. Кандидаты в планеты отмечены разным цветом: голубым — планеты, подобные Земле, зеленым — супер-Земли (от 1,25 до 2 размеров Земли), оранжевым — «нептуны» (2–6 земных размеров), красным — планеты-гиганты (6–22 земных размера). Фото: NASA/WENDY STENZEL

Пульсарные часы дают сбой

Эпоха убедительных результатов в поисках далеких миров наступила лишь в 1990-е годы. Причем началась она несколько странно: планеты обнаружились там, где никто не ожидал их найти, — у нейтронных звезд, наблюдаемых как пульсары. Нейтронные звезды образуются, когда массивная звезда взрывается как сверхновая. Сама возможность образования планет у массивных звезд по сей день представляется сомнительной. Столь же сомнительна способность планетной системы пережить грандиозный финальный взрыв. Тем не менее именно сбои в точных пульсарных часах стали первым индикатором наличия в системе невидимого тела — возможно, планеты. Под действием тяготения планеты нейтронная звезда колеблется, и время прихода ее импульсов сдвигается. Такие сдвиги в излучении пульсара PSR 1257+12 в 1991 году обнаружили Алекс Вольщан и Дейл Фрейл. Моделирование показало, что этот эффект можно объяснить наличием двух тел с массами 3,9 и 4,3 массы Земли на круговых орбитах с периодами 98,2 и 66,5 дня и расстояниями до пульсара 0,46 и 0,36 а. е. соответственно (это близко к параметрам орбиты Меркурия). Реальность этой системы подтвердилась, когда были обнаружены взаимные возмущения в движении планет. Позже сообщалось, что в систему может входить и третья планета с массой порядка массы Луны, но ее наличие установлено не столь надежно.

1. Астрометрия. Звезда совершает колебания в картинной плоскости в противофазе с планетой. (Картинная плоскость — воображаемая плоскость, перпендикулярная взгляду наблюдателя.) Эти колебания складываются с собственным движением звезды, и наблюдателю видно, что ее траектория на небе оказывается волнистой
2. Пульсарные сбои. Пульсар (изображен маленьким синим кружком) испускает вращающийся пучок излучения. Его всплески наблюдаются в строгом соответствии с периодом вращения. Но при наличии планеты пульсар совершает колебания в противофазе с ней вдоль луча зрения, из-за чего всплески наблюдаются то немного чаще, то немного реже

С той поры только еще у одного пульсара — PSR 1620-26 из шарового скопления М4 — удалось достоверно найти планету. Редкость подобных систем говорит о том, что мы имеем дело с исключительным явлением, возможно, с образованием «протопланетного» диска уже после вспышки сверхновой. Возникает даже вопрос: должны ли мы вообще считать эти тела планетами или для них следует использовать какой-то другой термин?

Впрочем, импульсы нейтронной звезды не единственный периодический процесс, в изменении характеристик которого можно искать признаки планет. Конечно, по точности с ним ничто не может соперничать: теоретически у пульсаров можно находить тела с массой до сотой доли массы Земли. Но если нацелиться на поиск более массивного тела, то можно исследовать и иные пульсации. Со второй половины 2000-х годов по модуляциям периодов открыто уже несколько планет у «нормальных» переменных звезд различных типов.

Звезды колеблются

У обычных звезд планеты были обнаружены спустя несколько лет после их открытия у пульсаров. Самый продуктивный способ их поиска — метод лучевых скоростей — также основан на измерении смещения звезды под действием планеты. Если орбитальная плоскость системы хоть немного наклонена по отношению к наблюдателю, то при вращении вокруг центра масс звезда будет то приближаться к нам, то отдаляться. В соответствии с эффектом Доплера это приводит к периодическому смещению линий в спектре звезды то в красную, то в синюю область. Нужно только создать чувствительный спектрограф, чтобы зафиксировать эти смещения. Ибо значения их, прямо скажем, невелики. Например, Юпитер — самая массивная планета Солнечной системы — заставляет Солнце двигаться вперед-назад со скоростью около 13 м/с. При этом необходимо довольно долго следить за спектром звезды, чтобы доказать реальность сдвига, определить его период, убедиться, что он не связан с движениями вещества в атмосфере звезды, устранить вклад движений Земли… Первая планета, открытая методом лучевых скоростей, была обнаружена благодаря долгому наблюдению сразу за 142 звездами солнечного типа. Ключом к успеху стал спектрограф ELODIE, установленный в Обсерватории Верхнего Прованса (Франция) на небольшом телескопе диаметром 1,93 м. Он обеспечивал измерение лучевой скорости с точностью около 13 м/с, то есть едва достаточной для обнаружения Юпитера. Однако в процессе наблюдений выяснилось, что сама природа пошла исследователям навстречу: в списке Мишеля Мейора и Дидье Кёло оказалась звезда 51 Пегаса, планета которой расположена гораздо ближе к своей звезде, чем Юпитер к Солнцу. В результате — колебания лучевой скорости звезды составляют около 60 м/с, что вполне доступно для измерения спектрографом ELODIE. Через некоторое время конкуренты Мейора и Кёло — Джеффри Марси и Пол Батлер — добились на спектрографе 60-сантиметрового телескопа Ликской обсерватории (США) точности уже 3 м/с.

Эффект Доплера. Звезда совершает колебания вдоль луча зрения в противофазе с планетой (поэтому орбита на рисунке наклонена к лучу зрения и выглядит эллипсом). Изменения лучевой скорости звезды приводят к периодическому сдвигу ее спектральных линий (изображены черными штрихами) то в красную, то в голубую сторону

В подобных инструментах для определения точного положения линий в спект ре звезды их длины волн сравниваются с линиями лабораторного стандарта. В качестве такого стандарта используется газ, например фторид водорода или йод, с большим количеством линий в спектре, длины волн которых известны с высокой точностью. Эти линии словно штрихи на линейке. Накладывая друг на друга наблюдаемый и стандартный спектры, можно очень точно определять относительные положения звездных линий и стандартных штрихов. Правда, для достижения максимальной точности требуется сложная численная обработка результатов сравнения. Успех пришел именно к Мишелю Мейору и Дидье Кёло, потому что они научились проводить эту обработку  быстрее своих американских коллег, смогли проверить большее количество звезд и, соответственно, быстрее наткнулись на подходящую систему.

По состоянию на июнь 2011 года при помощи метода лучевых скоростей открыто 512 планет из 563 известных. Современные спектрографы — HARPS (Европейская Южная обсерватория, Чили), HIRES (Обсерватория имени Кека, США), SOPHIE (Обсерватория Верхнего Прованса, Франция) — при определении лучевой скорости имеют погрешность менее метра в секунду, что позволяет обнаруживать не только «юпитеры», но и планеты, масса которых не столь существенно превышает земную. Но это практически предел возможностей метода: движения с меньшими скоростями тонут в шуме сейсмических колебаний на поверхности звезд. Кроме того, метод, по сути, позволяет лишь зафиксировать наличие планеты, определить период ее обращения и нижнюю границу массы. О других параметрах планеты метод лучевых скоростей, к сожалению, информации не дает.

Несостоявшиеся открытия

Вероятно, первое утверждение об открытии экзопланеты сделал в 1855 году Уильям Джейкоб из Мадрасской обсерватории (Индия). Он обнаружил необъяснимые колебания, накладывающиеся на параллактическое смещение звезды 70 Змееносца. Однако его наблюдения впоследствии не были подтверждены. Американский и нидерландский астроном Петер ван де Камп 44 года (с 1938 по 1982 год) измерял координаты звезды Барнарда и твердил, что в ее движении видны признаки наличия двух планет с массами 0,7 и 0,5 массы Юпитера. Увы, попытки воспроизвести его результаты тоже оказались безуспешными.

Пусть придет затмение

В настоящее время развивается более информативный метод поиска планет — по затмениям. Если плоскость орбиты планеты лежит почти на луче зрения наблюдателя, то планета будет периодически проходить перед звездой и частично затмевать ее, а периодически прятаться позади нее. При этом мы получим уже не нижнюю границу массы планеты, а саму массу, поскольку ее можно рассчитать, зная лучевую скорость и ориентацию орбиты. А по длительности начала и конца затмения можно определить радиус планеты. Наконец, сравнив спектр системы вне затмения (звезда + планета) и во время затмения планеты (только звезда), можно выделить вклад планеты, то есть провести ее спектроскопию со всеми вытекающими преимуществами. Между тем для выявления затмений необязательно исследовать спектр звезды, достаточно измерить яркость исходящего от нее света. Стало быть, можно искать планеты у более тусклых, а значит, более далеких звезд.

Однако в отличие от колебаний лучевой скорости, которые происходят непрерывно, затмение длится ограниченное время. Кроме того, подобным образом можно исследовать только те планеты, у которых плоскость орбиты почти параллельна лучу зрения, а их доля невелика. В результате для поиска планет методом затмений (его называют еще методом транзитов) необходимо непрерывно следить за изменениями яркости очень большого количества звезд.

1. Затмения. Если орбита ориентирована почти ребром к наблюдателю, то планета периодически проходит между наблюдателем и звездой, закрывая часть диска звезды. Из-за этого ее блеск периодически немного снижается (слева показана условная кривая блеска)
2.  Микролинзирование. Если звезда с планетой проходят на фоне далекой слабой звезды (четырехконечная звездочка), то из-за гравитационного преломления света в поле тяготения изображение далекой звезды растягивается в полукольцо или кольцо вокруг притягивающей массы. Видимый блеск далекой звезды при этом усиливается. На графике острый пик — усиление от планеты, плавный пик — от ее звезды

К счастью, оказалось, что такие обзоры уже проводятся, правда, с другой целью — для поисков эффекта микролинзирования. Он наблюдается, когда звезда из нашей Галактики проходит практически точно перед другой звездой (из нашей или другой галактики). Гравитация ближней звезды на короткое время усиливает яркость фоновой звезды, как бы заставляя ее вспыхнуть. Поскольку вероятность точного попадания двух звезд на одну прямую с наблюдателем невысока, для фиксации таких вспышек приходится следить за изменениями яркости очень многих звезд, то есть решать ту же задачу, что и для поиска планет. Разница только в том, что о гравитационном линзировании говорит кратковременное одноразовое увеличение яркости звезды, а о наличии планеты — периодическое уменьшение ее яркости.

Первой в 2003 году при помощи метода затмений была открыта планета у звезды OGLE-TR-56. OGLE — Optical Gravitational Lensing Experiment — один из проектов по поиску микролинз. В последнее время в подобных проектах планеты обнаруживают не только в качестве побочного продукта по затмениям, но также и по их собственному гравитационному полю, вызывающему линзовый эффект. Когда гравитационной микролинзой оказывается звезда с планетой, блеск фоновой звезды возрастает дважды — относительно долгий (несколько недель) подъем соответствует звезде, а короткий (несколько суток) — планете. Пока этот метод не слишком  результативен: с его помощью открыто лишь 14 планет. Зато недавно появилось сообщение о том, что с помощью микролинзирования обнаружены объекты планетной массы, вообще не связанные со звездами. И, возможно, таких объектов в Галактике не меньше, чем звезд.

Поиски планет методом затмений ведутся не только «в довесок» к каким-то другим проектам, но и по собственным программам, в частности на специализированных космических телескопах «Кеплер» и COROT. Американский инструмент «Кеплер» каждые несколько часов проверяет яркость сотни тысяч звезд солнечного типа в фиксированной области неба на границе созвездий Лебедя, Лиры и Дракона. Фотометр телескопа замечает изменения блеска меньше сотой доли процента. Этого должно хватать для обнаружения внесолнечных «земель». «Кеплер» обнаружил уже более тысячи кандидатов в планеты. Однако это именно кандидаты: для присвоения им статуса планет необходимы дополнительные наблюдения, пока в результате таких наблюдений планетами признаны 16 небесных тел.

Французский космический телескоп COROT был выведен в космос в декабре 2006 года ракетой-носителем «Союз-2» с Байконура. Его название происходит от трех слов — конвекция (COnvection), вращение (ROtation) и транзит (Transit), — однако это не означает, что поиск планетных затмений занимает третье место в его программе. Ему уделено около половины наблюдательного времени. Число подтвержденных планет у COROT приближается к 25. Предполагается, что на наличие затмевающих планет будет проверено всего около 200 000 звезд. Конечно, как и в случае с «Кеплером», окончательный вывод о существовании планеты дают только последующие наблюдения.

Планета на фотопортрете

У всех перечисленных методов есть один общий недостаток — они дают лишь косвенные и, вообще говоря, неоднозначные свидетельства существования планет. Вот если бы сфотографировать саму планету, а еще лучше получить ее спектр… Но эта задача очень сложна технически: слишком велик контраст между яркой звездой и тусклой планетой. Неудивительно поэтому, что первой была сфотографирована планета, обращающаяся не вокруг обычной звезды, а вокруг менее яркого коричневого карлика 2M1207A. Это произошло в 2004 году. Сейчас получены снимки уже почти десятка планет. Важность этих снимков в том, что они позволяют исследовать планеты, далекие от звезды, а не «горячие юпитеры» (большие планеты на близких к звезде орбитах), которые в основном обнаруживаются по лучевым скоростям и затмениям.

В настоящее время контраст понижают разными способами. Во-первых, съемкой в инфракрасном диапазоне, где разница блеска звезды и планеты существенно меньше. Во-вторых, использованием адаптивной оптики, которая повышает четкость изображения, помогая лучше разглядеть блеклую точку рядом со звездой (избавиться от атмосферного дрожания можно и при помощи наблюдений из открытого космоса). В-третьих, блокировкой излучения звезды при помощи маски. Именно эти способы позволили обнаружить планеты у таких известных звезд, как β Живописца и Фомальгаут.

Здесь, конечно, тоже неизбежны проблемы. После применения всех технических ухищрений вы получаете точку рядом со звездой. Но где гарантия, что это планета, а не другая, более далекая звезда? Приходится прибегать к помощи астрометрии, отслеживая собственное движение звезды и ее предполагаемого спутника. Если они движутся по небосводу с одинаковыми скоростями и в одном и том же направлении, велика вероятность, что это действительно два связанных друг с другом тела. При особом везении можно даже уловить признаки орбитального движения  планет. В этом отношении наиболее интересна планетная система звезды HR 8799, в которой удалось не только сфотографировать четыре планеты, но и проследить их смещения по орбитам.

Возмущения газопылевого диска. У некоторых молодых звезд сохраняются остатки газопылевого диска. Формирующиеся внутри него планеты своим тяготением порождают в диске неоднородности. По мере вращения диска эти неоднородности то в большей, то в меньшей мере поглощают свет звезды, вызывая колебания ее блеска. Иногда неоднородности диска можно наблюдать на снимках и непосредственно

Несмотря на успехи астрономической техники, получение прямых изображений планет очень трудоемко, поэтому здесь важен выбор стратегии наблюдений. Перспективными оказываются молодые звезды с так называемыми обломочными пылевыми дисками. Сейчас считается, что обломочный диск появляется на завершающем этапе образования планетной системы, и потому его наличие само по себе указывает: искать нужно здесь. Обнаружить гигантский пылевой диск гораздо проще, чем крошечную планету. Более того, тяготение невидимой планеты вносит в форму диска искажения, по которым можно не только узнать, что у звезды есть спутник, но и примерно предсказать его расположение. Например, планета звезды β Живописца была сфотографирована только в 2009 году, но о ее существовании стало известно за несколько лет до этого по искажениям в форме пылевого диска. Молодые системы хороши еще и тем, что планеты в них не успели остыть, как в Солнечной системе, и потому светят ярче. Изображения только что образовавшихся или образующихся планет позволит получать интерферометр субмиллиметрового диапазона ALMA, создание которого завершается в Европейской Южной обсерватории (Чили).

В будущем коронографы будут совершенствоваться, и в перспективе с их помощью на больших и сверхбольших телескопах можно будет наблюдать планеты, менее яркие относительно звезды, чем Юпитер относительно Солнца. Важным методом прямого исследования внесолнечных планет может стать нуль-интерферометрия. Идея метода состоит в использовании системы телескопов, которые расположены так, чтобы в суммарном световом пучке интерференция гасила изображение звезды, оставляя «нетронутым» изображение планеты. Эта технология неоднократно демонстрировалась в лаборатории, различные ее варианты реализованы сейчас на телескопах Обсерватории имени Кека и на Большом бинокулярном телескопе в Аризоне (США). Однако чтобы получать не только изображения, но и спектры, необходимо использование многозеркальных космических систем, в которых модули интерферометра располагались бы на отдельных аппаратах, отстоящих друг от друга на десятки и сотни метров. Проекты подобных инструментов есть и в США (TPF-I), и в Европе («Дарвин»), однако у них, к сожалению, проблемы с финансированием. С другой стороны, без таких инструментов не решить главную задачу, стоящую перед экзопланетчиками, — найти вторую Землю.

В перспективе астрометрический метод снова может оказаться на коне. Пока его успехи скромны: изменения координат, вызванные притяжением планет, удалось зафиксировать лишь у нескольких звезд. Однако ситуация может измениться после запуска космического астрометрического инструмента Gaia. При массовом определении координат и собственных движений звезд с микросекундной точностью можно надеяться на обнаружение тысяч планетных систем на расстоянии до 200 парсек от Солнца.

В ближайшие десятилетия от изучения «горячих юпитеров» и супер-Земель предстоит перейти к массовому обнаружению планет земного типа. При этом хочется не просто фиксировать наличие планеты, а детально изучить ее свойства, интересно, конечно, в первую очередь наличие воды и биомаркеров. Сегодня эти задачи могут показаться фантастическими, но они вполне решаемы в будущем.

Рубрика: Наука
Просмотров: 9099