График открытия планет по годам (цветами обозначены соотношения открытых планет по методам). Скачок в 2014 году — эффект от обработки данных космического телескопа «Кеплер» (зеленая часть — это транзитный метод, которым он пользовался).
Новости об открытие планет возле других звезд нашей галактики появляются все чаще, и многих может заинтересовать два вопроса: почему при всем развитие астрономии, первое подтвержденное открытие экзопланеты произошло лишь в 1991-м году? И почему при том, что число открытых планет перевалило за тысячу — экзопланет, похожих на нашу, среди них всего несколько штук? Не смотря на количество открытых экзопланет, подавляющее большинство из них невозможно увидеть даже в лучший телескоп существующий на данный момент. Причина состоим в том, что планеты невероятно тусклые объекты — свет, который они излучают может быть в миллионы и миллиарды раз меньше света идущего от их звезды. А если планеты имеют огромные размеры и находятся вблизи своих звезд (так называемые «горячие Юпитеры»), то излучение от них все равно в тысячи раз меньше. Но при этом их практически невозможно увидеть, из-за того, что требуется невероятное угловое разрешение — на современных телескопах они просто сливаются со своими звездами.
Но ведь каким-то образом их находят? Действительно, есть несколько косвенных методов, которые позволяют обнаруживать экзопланеты, большинство из них основаны на регистрации влияния планеты на свою звезду.
Статья с первым подтвержденным открытием экзопланеты была опубликована в 1991 году, хотя несколько не подтвержденных на тот момент открытий были сделаны ещё тремя годами ранее. Открыта она была у пульсара (нейтронной звезды с магнитным полем) и на то были причины: Радионаблюдение пульсаров (метод периодических пульсаций)
Концепт планетной системы у пульсара PSR B1257+12
Открытие самих пульсаров является весьма интересной историей, но в данном случае нас интересует их наблюдение. У них чрезвычайно точная частота сигналов, которая очень медленно снижается, из-за излучения связанного с их вращением. Планета, вращающаяся вокруг звезды, неизбежно вызывает и незначительные сдвиги своей звезды, а это в свою очередь — периодические изменения частоты пульсара, которые нельзя объяснить какими-то другими причинами. При этом принципиально даже направленных антенн не требуется — достаточно с высокой точностью фиксировать частоту и силу сигнала от этой нейтронной звезды. Радиосигнал хорошо проходит через атмосферу, и для таких исследований достаточно наземных радиотелескопов. Преимущества: не зависит от дистанции до наблюдателя, достаточно простой аппаратуры (по меркам астрономии) Недостатки: позволяет обнаруживать только те планеты, которые вращаются по орбитам параллельным наблюдению (или приближенным к ним); нейтронных звезд в общем их количестве мало, ещё меньше среди них пульсаров, поэтому общее количество открытых этим методом звезд невелико.
Доплеровский метод
Спектр поглощения водорода (основной части большинства звезд)
Основной способ изучения звезд — это спектральный анализ её света, от меняется от типа к типу звезды, но имеет и общие параметры — например зоны поглощения водорода и гелия, которых в любой звезде большинство. Эти узкие черные линии, в спектре излучения звезды не зависят от её свойств, и постоянны для всей Вселенной. И если они оказываются смещенными от своих исконных положений — это означает что звезда движется к нам (смещение в фиолетовую область спектра) или от нас (смещение в красную область спектра). Эффект, который лежит в основе этого метода, хорошо описан в википедии. Если у звезды есть своя планетная система — то она в месте с планетой(ами) вращается возле общего центра масс, и планета(ы) таким образом как бы «раскачивают» звезду. От сюда и ограничения — слишком легкие планеты практически не влияют на движение своих звезд, а при больших радиусах обращения — и эффект от вращения тяжелой планеты тонет в шумах самой звезды**. Преимущества*: не зависит от дистанции до наблюдения, достаточным условием является возможность накопить свет для спектрального анализа за разумное время. Недостатки: позволяет обнаруживать только те планеты, которые вращаются по орбитам параллельным наблюдению (или приближенным к ним); имеет ограничение на соотношение масса звезды / масса планеты**.
Транзитный метод
Изменение светимости звезды Kepler-6 от прохождения по её диску экзопланеты Kepler-6 b (данный телескопа «Кеплер»)
Основывается на том, что планета, вращаясь, проходит перед своей звездой частично её закрывая. Размеры планеты значительно меньше своих звезд — для Земли этот показатель около 10 000, для экзопланет может отличаться на порядок как в большую сторону (для планет размерами с Юпитер) так и в меньшую сторону (крупные планеты у белых карликов). На данный момент он является самым «плодотворным» по числу открытых планет, в основном — за счет космического телескопа «Кеплер», который работал, используя этот метод. Преимущества: зависит только от видимой звездной величины — для ярких звезд имеет большую дальность обнаружения; позволяет обнаруживать планеты с периодами обращения в несколько лет (принципиальное ограничено только сроком наблюдения — для подтверждения открытия планеты, необходимо зафиксировать прохождение планеты по звездному диску хотя бы два раза). Недостатки: позволяет обнаруживать планеты, которые вращаются параллельно наблюдателю и проходят по звездному диску своей звезды (угол намного меньше доплеровского метода); имеет ограничение на соотношение диаметр звезды / диаметр планеты**.
Астрометрический метод
Влияние вращающейся планеты на свою звезду
Как и доплеровский метод, основан на движении звезды под действием вращающейся возле неё планеты. Превышает по сложности предыдущие, ведь нам приходится определять незначительные смещения звезды на небе (центр масс планетной системы часто находится «внутри» самой звезды), хотя даже смещения от вращения Земли вокруг Солнца, используемые для измерения параллаксов звезд позволяют сколь-нибудь точно измерять только расстояния, до звезд в пределах нашей галактики. Преимущества: позволяет обнаруживать планеты, которые находятся далеко от своих звезд (чем дальше от центра масс вращается планета — тем дальше от этого центра будет и звезда, тем самым она будет «колебаться» с большей амплитудой, хотя и значительно медленнее); наряду с прямым наблюдением позволяет обнаруживать планеты, орбиты вращения которых перпендикулярны наблюдателю.*** Недостатки: позволяет обнаруживать планеты, которые вращаются по орбитам перпендикулярным наблюдателю (или приближенным к ним); дальность ограничена возможность обнаружения углового вращения звезды.
Метод гравитационного микролинзирования
Метод основан на том, что свет отклоняется под действием гравитации, и если на пути, между нами и какой-нибудь звездой окажется другая звезда с планетной системой, то она станет собирать свет далекой звезды как огромная линза. Изначально этот метод был предложен для поиска черных дыр — которые невозможно обнаружить прямыми наблюдениями, если на черную дыру не падает значительных объемов вещества, или если черная дыра не находится на последней стадии испарения (что для черных дыр образованных в результате коллапса звезд слишком долгий процесс — счет идет на десятки миллиардов лет). Сейчас этот метод в основном используется для поиска следов темной материи, но также позволяет попутно открывать и планеты. Именно этим методом была открыта самая далекая известная на данный момент экзопланета — OGLE-2005-BLG-390L, где OGLE означает «оптический эксперимент по гравитационному линзированию». Преимущества: позволяет открывать планеты у очень слабых звезд, вплоть до отдельно взятых планет, оказавшихся далеко от звезд. Недостатки: как и транзитный метод, требует точного выстраивания трех тел в линию — далекая звезда — звезда с планетной системой — Земля, и по этой причине не позволяет открывать значительного количества планет.
Прямое наблюдение
Прямая фотография экзопланеты HD95086 b, сделанная с помощью наземного телескопа с адаптивной оптикой VLT
Фотография планетной системы HR 8799, сделанная 5,1 метровым телескопом Хейла Паломарской обсеравтории, хотя он и не относится к крупнейшим на данный момент, но он позволяет хорошо оценить те проблемы, которые связаны с прямым исследованием планет — они еле видны на фоне шумов от вещества заполняющего звездную систему и шумов, вкладываемых атмосферой Земли.
Метод собственно говорит сам за себя. Для его реализации в фокус телескопа помещается небольшой диск, заслоняющий саму звезду, при этом становятся видны планеты, окружающую данную звезду. Если получается достаточно хорошо вычленить свет, идущий от самой планеты, то приложив к этому знания о свете идущем от самой звезды (тот который падает на поверхность этой планеты), можно судить о веществе, из которого состоит эта планета. Другие методы позволяют судить о составе планеты лишь косвенно, по её плотности, и имеют высокую погрешность предсказаний. Преимущества: по блеску позволяет определить соотношение альбедо / площадь освещаемой поверхности, по спектральному анализу — состав атмосферы и поверхности (другие методы не позволяют измерять данные параметры). Недостатки: требует телескопов больших размеров, чем другие методы (для наблюдения требуется телескоп «видящий» звезды на несколько звездных величин меньше); для близких к своим светилам планетам ограничением становится разрешающая способность (которая решается использованием разнесенных в пространстве телескопов), для наземных телескопов прямой поиск планет является ещё большей проблемой, чем для космических (частично решается адаптивной оптикой).
Как видно из этого описания — ни один метод не дает возможности обнаружить любые планеты на любых орбитах (за исключением метода прямого наблюдения, если у вас есть телескоп, практически бесконечных размеров, конечно). Каждый метод дополняет другой, более того — обычно их совместное использование позволяет определить такие параметры, которые одним методом определить было бы не под силу. Скажем транзитный и доплеровский метод позволяют измерить площадь и массу планеты соответственно, а по этим параметрам — плотность, и силу притяжения для этой планеты.
Список потенциально обитаемых планет от университета Пуэрто-Рико в городе Аресибо (University of Puerto Rico at Arecibo)
На данный момент известно уже о 31-ой планете, находящийся в обитаемой зоне, все из них имеют массу близкую к Земной, или больше нее. Это связано лишь с несовершенством нашей техники — тяжелый объект можно заметить с больших расстояний, чем легкий. С улучшением нашей техники начнется открытие планет, размерами схожими с Землей, или меньше в уже существующих планетных системах и у ближайших звезд, у которых пока не было найдено своих планет. При этом тяжелые планеты не перестанут открывать — просто зона их обнаружения сдвинется дальше.
Сейчас множество крупнейших телескопов используется для поиска экзопланет (на ряду с другими научными исследованиями, конечно), из-за постоянного роста в сложности астрономических исследований сейчас многие телескопы используются совместно, что позволяет получить преимущества от интерференции — таковыми являются обсерватория Кека на Гавайях, Очень большой телескоп (VLT) Паранальской обсерватории в Чили и Большой бинокулярный телескоп (LBT) в Аризоне. Первым специализированным именно для этой цели стал космический телескоп «Кеплер», и его специализация дала плоды — за три года своей работы он позволил открыть более тысячи планет, а его данные продолжают использоваться для открытия планет более двух лет. Сейчас может образоваться определенный «перерыв», когда все данные Кеплера будут обработаны, а его преемник — «Tess» будет запущен только в 2017 году и будет открываться не большое количество экзопланет уже существующими телескопами. Значительный прорыв в этой, и многих других областях астрономии намечается с запуском космического телескопа «Джеймс Уэбб», намеченный на конец 2018-го года. Он не предполагается исключительно для целей поиска экзопланет, а будет запущен на замену «Хабблу» — однако его возможности будет вполне достаточно для существенных подвижек в поиске экзопланет в целом, и планет подобных Земле в частности. Будущие крупнейшие телескопы — Гигантский Магеланов телескоп (GMT), Тридцатиметровый телескоп (TMT) и Европейский чрезвычайно большой телескоп (E-ELT) будут иметь возможности соразмерные с «Джеймсом Уэббом», а E-ELT – практически во всем его превзойдет. Последние два телескопа будут строиться вблизи обсерватории Кека и VLT соответственно, это связано с благоприятными условиями для наблюдений, которые трудно получить в каких-то других местах. Эти телескопы позволят открыть множество новых экзопланет, но что более важно — расширится нижняя планка их обнаружения, что позволит находить намного больше планет земного типа, и планеты значительно меньше нашей, вплоть до обнаружения лун у экзопланет.
* Оценка преимуществ и недостатков методов основана на общей сложности метода, узкоспециализированные телескопы могут быть «заточены» под определённый метод, и не иметь возможности использовать какие-то другие методы вовсе.
** Технические трудности в этом направление уже практически решены, и мы уперлись в «теоретический потолок» данных методов — проблемы связаны с тем, что звезды не являются статичными объектами, они своего рода «дышат», скажем у нашего Солнца есть ярко выраженный 11-летний цикл, и несколько периодов больше и меньше этого, которые не имеют такого постоянства. Именно эти флуктуации мешают измерениям — в какой-то момент уровень сигнал / шум становится так мал, что эффект от вращения планеты становится невозможно вычленить, имея сколь угодно хороший телескоп.
*** Параллельные и перпендикулярные орбиты планет указаны в недостатках по причине того, что они принципиально ограничивают число возможных орбит, на которых можно обнаруживать планеты до значений меньше 50%. В преимуществе — по причине того, что планеты на перпендикулярных наблюдателю орбитах позволяют обнаруживать лишь два метода из всех.