Разведка далеких планет - Владимир Сурдин

Рис. 6.1. Эволюция светимости маломассивных звезд, коричневых карликов и планет после этапа их гравитационного сжатия и разогрева.

Рис. 6.2. Эволюция светимости двух протозвезд, имеющих массы чуть больше и чуть меньше нижнего предела (0,07 М☉), необходимого для протекания термоядерной реакции с участием легкого изотопа водорода (4Н → Не).

По своим внешним проявлениям коричневые карлики ближе к планетам, чем к звездам. В процессе формирования все эти тела сначала разогреваются в результате гравитационного сжатия, и их светимость быстро возрастает. Затем, после достижения гидростатического равновесия и остановки сжатия, их поверхность начинает охлаждаться, и светимость снижается. У звезд охлаждение надолго прекращается после начала термоядерных реакций и их выхода на стационарный режим. У коричневых карликов охлаждение лишь немного замедляется в период горения дейтерия. А у планет поверхность охлаждается монотонно. В результате как планеты, так и коричневые карлики практически остывают за сотни миллионов лет, а маломассивные звезды остаются горячими в тысячи раз дольше. Тем не менее по формальному признаку — наличию или отсутствию термоядерных реакций — планеты и коричневые карлики отделены друг от друга.

Нижняя граница плацетных масс, отделяющая их от астероидов, также имеет физическое обоснование. Минимальной массой планеты считается та, при которой в недрах планеты давление силы тяжести еще превосходит прочность ее материала. Таким образом, в самом общем виде «планета» определяется как небесное тело, достаточно массивное для того, чтобы собственная гравитация придавала ему сфероидальную форму, но недостаточно массивное для того, чтобы в его недрах протекали термоядерные реакции. Этот диапазон масс простирается приблизительно от 1 % массы Луны до 13 масс Юпитера, т. е. от 7×1020 кг до 2×1028 кг.

Рис. 6.3. Количество экзопланет, обнаруженных или подтвержденных в указанном году методом лучевых скоростей и астрометрически. Данные на 14 октября 2010 г. из Каталога экзопланет «Interactive Extra‑solar Planets Catalog», http://exoplanet.eu.

Однако само понятие «планета» по решению XXVI Генеральной ассамблеи MAC (2006 г.) распалось на несколько подтипов в связи с характером орбитального движения. Во — первых, если тело планетной массы обращается вокруг более крупного подобного тела, то его называют спутником (пример — Луна). Собственно «планета» (иногда говорят «классическая планета») определяется как объект Солнечной системы, достаточно массивный, чтобы под действием собственной гравитации принять гидростатически равновесную (сфероидальную) форму, и при этом не имеющий рядом со своей орбитой тел сравнимой с ним массы. Этим условиям удовлетворяют только Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Наконец, введен новый класс объектов Солнечной системы — «планета — карлик», или «карликовая планета» (dwarf planet). Эти тела должны удовлетворять следующим условиям:

— обращаться вокруг Солнца;

— не являться спутником планеты;

— обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества и придавала телу планеты сфероидальную форму;

— обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты от прочих тел.

Прототипом планет — карликов стал Плутон (диаметр 2300 км), а самым крупным представителем этого класса сейчас (конец 2010 г.) является Эрида (2400 км), объект пояса Койпера. Там же располагаются еще две карликовые планеты — Хаумея (1150 км) и Макемаке (1500 км). Пятым и пока последним членом этой группы является Церера (975×909 км), ранее считавшаяся крупнейшим астероидом Главного пояса.

Таким образом, в Солнечной системе мы имеем: 1) классические планеты; 2) карликовые планеты и 3) спутники с массой планет (таковых около дюжины), которые в этой книге я называю «планетами — спутниками». Номенклатура тел планетного типа за пределами Солнечной системы пока не настолько развита и совсем не формализована.

Объект с массой планеты, находящийся за пределами Солнечной системы, называют «экзопланетой» (exoplanet) либо «внесолнечной планетой» (extrasolar planet). Пока эти термины равноправны и по частоте употребления, и по смыслу (напомним, что греческая приставка экзоозначает «вне», «снаружи»). Сейчас оба эти термина почти без исключения относятся к планетам, гравитационно связанным с какой- либо звездой, за исключением Солнца. Такое толкование термину дают словари и энциклопедии. Например, «а planet that orbits a star outside the solar system». Или: «Extrasolar planet — any planetary body that orbits a star other than the Sun». Однако уже найдены и, возможно, существуют в немалом количестве самостоятельные планеты, обитающие в межзвездном пространстве. По отношению к ним используется термин «free‑floating» planets (свободно плавающие планеты), но нередко и они фигурируют под именем exoplanet. Таким образом, отдельного однозначного термина для членов околозвездных планетных систем пока нет. В данном обзоре для краткости мы используем термин экзопланета или просто планета, понимая под этим, если специально не оговорено, члена околозвездной планетной системы.

На 14 октября 2010 г. подтверждено открытие 496 экзопланет в 417 планетных системах (включая 4 планеты у двух радиопульсаров). При этом 49 систем содержат не менее двух планет, а одна — не менее 6. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды ε Эридана, на расстоянии 3,2 пк (10 св. лет) от Солнца. За текущей статистикой открытий удобно следить на агрегаторе ресурсов «Portal of the Universe» (http://www.portaltotheuniverse.org) или на сайте Planet Quest (http:// planetquest.jpl.nasa.gov), а подробные данные об экзопланетных системах можно найти в каталоге «The Extrasolar Planets Encyclopaedia» (http://exoplanet.eu), который поддерживается Жаном Шнайдером (Парижская обсерватория). Подавляющее большинство экзопланет обнаружено с использованием различных косвенных методов детектирования, но некоторые уже наблюдались непосредственно. Большинство замеченных экзопланет — это газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна, обращающиеся недалеко от звезды. Очевидно, это объясняется ограниченными возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать всё менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.

Методы поиска экзопланет

Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим те, который уже доказали свою состоятельность (табл. 6.1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.

Таблица 6.1

Методы поиска экзопланет

Название метода Принцип метода Регистрация изображений (Direct imaging) Получение прямого изображения экзопланеты путем регистрации ее излучения (собственного или отраженного ею света звезды) Астрометрический метод (Astrometric method) Поиск периодических колебаний положения звезды в плоскости небесной сферы, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы Метод лучевых скоростей (Radial- velocity method) Поиск периодических колебаний лучевой скорости звезды, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы Фотометрия прохождений (Transit photometry) Регистрация кратковременного уменьшения блеска звезды при проходе планеты на фоне звездного диска («затмение» звезды планетой) Хронометраж (Timing) Наблюдаются регулярные отклонения в моментах прихода периодических сигналов, вызванные изменением расстояния до их источника, совершающего орбитальное движение Гравитационное микролинзирование (Gravitational microlensing) Поиск кратковременного (но неоднократного) усиления блеска звезды заднего фона в результате искривления ее лучей в гравитационном поле более близкой к нам звезды с планетной системой

Прямое наблюдение экзопланет

Планеты — холодные тела; сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Молодую планету можно заметить по ее собственному излучению в инфракрасном диапазоне. Но после кратковременного периода гравитационного разогрева и быстрого остывания тепловое излучение далекой планеты тоже становится незаметным. Правда, планеты с мощной атмосферой хорошо отражают свет. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для далекого наблюдателя она трудноразличима из‑за гораздо более яркого блеска самой звезды.