Что такое экзопланеты?

Эмиль Верхарн, цикл «Вечера» (в переводе В. Брюсова)

В 1842 году французский мыслитель Огюст Конт во второй книге «Курса позитивной философии» провозгласил, что «химический и минералогический» состав звезд навеки останется тайной для науки. Между тем тридцатью годами ранее немецкий физик Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектрах излучения некоторых звезд характерные темные линии, которые, как мы сейчас знаем, представляют собой подпись элементов, входящих в состав их атмосфер.

В те времена, когда автор этой статьи посещал астрономический кружок Московского планетария, в популярных книжках утверждалось, что с помощью земных телескопов нельзя обнаружить ни единой внесолнечной планеты. В 1990-е годы это предсказание рассыпалось в пух и прах, хотя научные методы, которые дали возможность его опровернуть (сперва радиоастрономические наблюдения, а позже доплеровский анализ спектральных линий), были созданы гораздо раньше.

К концу 2008 года было известно около 310 так называемых экзопланет, обращающихся вокруг звезд нашей Галактики. Нет сомнений, что планетными свитами обладают и светила из других галактик, просто их еще не обнаружили из-за огромных расстояний. Учитывая, что первый спутник обычной звезды был официально открыт всего 13 лет назад, приходится признать, что с самого начала отлов экзопланет взял очень высокий темп. А поскольку в последние годы экзопланеты обычно находят в процессе автоматического сканирования ночного небосвода (техника которого совершенствуется не по дням, а по часам), число таких открытий имеет шансы значительно увеличиться уже в ближайшее время.

Самый простой способ поиска экзопланет — прямое наблюдение. Именно так в свое время искали околосолнечные планеты, лежащие за Сатурном: достаточно просто смотреть в телескоп (точнее, анализировать оцифрованные звездные снимки). В принципе (а с недавнего времени и на практике) это вполне решаемая задача — был бы телескоп помощнее да матрица почувствительней.

Однако шансы на успех невелики. Скажем, для звезды солнечного типа на расстоянии 15 световых лет от нас, вокруг которой на расстоянии приблизительно 5 астрономических единиц обращается газовый гигант размером с Юпитер. На земном небе угловое расхождение между такой звездой и ее спутником составит приблизительно одну угловую секунду, что вполне доступно современным телескопам. Но вот беда — контраст маловат. В оптическом спектре мощность звездного излучения превышает отраженный планетарный отблеск в миллиард раз, а в ИК-диапазоне — в миллион. Поэтому подобные открытия пока что возможны лишь в исключительных случаях. В 2004 году один из восьмиметровых телескопов Южной Европейской обсерватории зафиксировал планету с массой в пять Юпитеров, обращающуюся вокруг коричневого карлика 2 М 1207 (70 парсеков от Солнца) на расстоянии двух радиусов орбиты Нептуна (55 астрономических единиц). Однако французским и американским астрономам, которые год спустя опубликовали сообщение об этом открытии, крупно повезло. Материнская звезда в данном случае светит настолько слабо, что инфракрасный контраст между ее излучением и планетарным светом составляет всего 100:1. Первая в истории «прямая» фотография звездно-планетной пары (впрочем, сделанная с помощью адаптивной оптики) вполне заслуженно попала на страницы газет. Впоследствии с помощью инфракрасной фотографии удалось найти еще несколько кандидатов в экзопланеты (по разным оценкам, от пяти до семи). А в ноябре 2008 года американские астрономы сообщили о первой идентификации ранее неизвестной экзопланеты на фотоснимках в видимом свете (это небесное тело с массой от половины до трех масс Юпитера обращается вокруг любимой фантастами звезды Фомальгаут из созвездия Южной Рыбы). Впрочем, можно надеяться, что новые изображения такого рода в следующем десятилетии принесет орбитальный телескоп James Webb и пока еще не построенные наземные телескопы особо крупного калибра.

В существовании экзопланет можно убедиться косвенными методами. Об их наличии свидетельствуют как аномалии движения материнских звезд, так и специфические особенности их излучения.

Движением светил на земном небосводе занимается древнейшая ветвь астрономии — астрометрия. Этой науке по силам находить звездные спутники-невидимки: звезда, обладающая космическим компаньоном, и ее спутник обращаются вокруг общего центра масс, и смещение звезды при наличии прецизионной угломерной аппаратуры можно зарегистрировать. Легче всего обнаружить планету, если звезда обладает заметным собственным движением (смещается на земном небосводе относительно других звезд). Еще в 1844 году немецкий астроном Фридрих Бессель пришел к выводу, что мельчайшие аберрации собственного движения Сириуса указывают на наличие у него спутника. Правда, им оказалась не планета, а звезда — точнее, белый карлик (второй по счету в истории астрономии), — которую спустя 18 лет рассмотрел в телескоп американец Алван Кларк.

Внесолнечные планеты начали систематически искать именно астрометрическими методами. Первым в этом деле стал переселившийся в США голландец Пиет Ван де Камп. В 1938 году он стал периодически фотографировать несколько специально выбранных звезд на 61-сантиметровом телескопе Спроуловской обсерватории в штате Пенсильвания. Шестью годами позже он заявил об открытии странного небесного тела, которое при желании можно было счесть кандидатом на роль экзопланеты.

Произошло это так. Де Кампа особенно заинтересовала тусклая звезда в созвездии Змееносца, которую в 1916 году прославил на весь мир американский астроном Эдвард Эмерсон Барнард. На основе многолетних наблюдений он показал, что этот красный карлик обладает рекордным собственным движением, ежегодно смещаясь на 10,3 угловой секунды. К тому же он расположен очень близко к Солнцу, всего 5,96 светового года (ближе лишь Альфа Центавра). Де Камп вполне логично решил поискать планетную свиту звезды со столь уникальными характеристиками и вскоре пришел к заключению, что не ошибся. В 1944 году он доложил на заседании Американского философского общества, что звезда Барнарда обладает несветящимся компаньоном, масса которого в 60 раз больше массы Юпитера. Для планеты многовато, а для звезды недостаточно. Де Камп проявил осторожность и назвал свое гипотетическое тело просто объектом промежуточной массы.

Де Камп не первым выступил с подобным анонсом. В 1943 году его коллега по Спроуловской обсерватории Кай Ааге Стрэнд и астрономы из обсерватории Маккормака Дирк Рейл и Эрик Холмберг сделали аналогичные заявления. Стрэнд сообщил об открытии у звезды 61 Лебедя компаньона массой в 16 Юпитеров, а Рейл и Холмберг обнаружили тело в полтора раза легче, принадлежащее двойной звездной системе 70 Змееносца. Однако эти заявки не удалось подтвердить, и авторы от них отказались. А вот де Камп не сдался. В 1963 году он сообщил, что абсолютно уверен в наличии у звезды Барнарда холодного спутника, но снизил его массу до 1,6 юпитерианской. Чуть позже он подарил ей еще одну планету меньшего калибра. Однако со временем эти выводы были не раз опровергнуты и планеты де Кампа пополнили список астрономических заблуждений. Аналогичная судьба постигла еще одного американского астронома — Джорджа Гэйтвуда. Приходится признать, что астрометрия пока что не принесла для поиска экзопланет пользы.

Первый успех в поиске экзопланет достался не оптике, а радиотехнике. Впрочем, это естественно. Как известно, в космосе хватает источников строго периодических радиосигналов — радиопульсаров (это быстро вращающиеся нейтронные звезды, обладающие сильным магнитным полем). Генерируемые на их магнитных полюсах мощные направленные пучки радиволн описывают в пространстве конические поверхности. Если на такой поверхности оказывается наша планета, луч пересекает ее на каждом обороте. Излучение регистрируют на Земле в виде периодических импульсов, из-за чего и сами источники называют пульсарами. Если вокруг пульсара обращаются планеты, то они своим притяжением чуть-чуть меняют характер его вращения и вызывают осцилляции принимаемого на Земле радиосигнала.

Планетные свиты искали у пульсаров с начала 1970-х. Но только в 1992 году работавшие в США поляк Александр Волщан и канадец Дэйл Фрей доказуемо обнаружили две планеты, обращающиеся вокруг миллисекундного пульсара PSR 1257+12, отдаленного от Солнца на 980 световых лет. Позднейшие вычисления показали, что планет не две, а три. Самая легкая из них вдвое тяжелее Луны, массы остальных равны 4,3 и 3,9 массы нашей планеты. Конечно, они не годятся на роль прибежища жизни любого мыслимого типа.

Судя по всему, пульсары не богаты планетами. Во всяком случае, позднее радиоастрономам удалось обнаружить лишь еще одного представителя этого семейства. Им оказался пульсар PSR 1620−26, вокруг которого обращается тело массой в два с половиной Юпитера. И совершенно очевидно, что аппаратура, с помощью которой были сделаны эти открытия, работает исключительно для пульсаров и не годится для поиска несветящихся спутников обычных звезд.

Астрометрические методы в принципе (но пока не на практике) позволяют обнаруживать экзопланеты по смещениям двумерных траекторий звезд на небесной сфере. Поэтому они должны дать максимальный эффект в случае, если плоскость планетной орбиты перпендикулярна лучу зрения на звезду. Если же с Земли эта планетная система будет видна не в анфас, а в профиль, движение планеты сильнее всего будет влиять не на положение звезды на небесной сфере, а на ее радиальную скорость по отношению к Земле. Двигаясь в нашем направлении, планета-спутник потянет за собой звезду, и эта скорость возрастет; когда же планета пойдет на удаление, радиальная скорость звезды несколько уменьшится. В результате звезда с точки зрения земных наблюдателей будет покачиваться подобно маятнику в направлении «к нам — от нас». Обнаружить визуально такое смещение невозможно, однако в первом положении возникает доплеровское смещение спектральных линий звездного излучения в голубую сторону, а во втором — в красную. Поскольку планета обращается вокруг звезды по замкнутой траектории со стабильным годом, подобные смещения окажутся строго периодичными. Их вполне можно выявить с помощью чувствительных спектроскопов. Этот метод (называемый также методом радиальных, или лучевых, скоростей) работает, даже если угол, о котором шла речь, не равен 90 градусов, но все-таки отличен от нуля. Разумеется, длительность наблюдений должна составлять не менее планетарного года, а еще лучше — нескольких лет.

Охотники за экзопланетами осознали возможности этого метода еще в 1970-х годах. И не просто осознали, но и приступили к работе. В 1988 году канадские астрономы Брюс Кэмпбелл, Гордон Уолкер и Стефенсон Янг сообщили, что им предположительно удалось обнаружить темный спутник Гаммы Цефея. Однако они признали, что их аппаратура была недостаточно чувствительна, чтобы с уверенностью претендовать на открытие. Четыре года спустя их выводы были поставлены под сомнение, но в 2003 году полностью подтверждены. Так что в этом смысле нынешний год можно считать юбилейным — первое открытие экзопланеты состоялось 20 лет назад. Точно так же гарвардский астрофизик Дэвид Латам в 1989 году заявил о возможной идентификации планеты вблизи звезды HD 114762, но подтверждения этого открытия пришлось ждать целых семь лет (правда, до сих пор неизвестно, планета это или коричневый карлик).

В начале 1990-х уже несколько научных коллективов всерьез занимались спектрометрическим поиском как несветящихся, так и очень тусклых компаньонов звезд солнечного типа. Этим методом они надеялись обнаружить не только экзопланеты, но и давно предсказанные теоретиками коричневые карлики, инфракрасные звезды с массой меньше 8% массы Солнца, в недрах которых невозможно термоядерное горение обычного водорода (правда, там может гореть дейтерий, но его запасов хватает ненадолго). И те и другие надежды оправдались 13 лет назад, причем по занятному совпадению одновременно.

Среди многочисленных охотников за экзопланетами вперед вырвались три научные группы. Одну составили уже упоминавшиеся канадцы Кэмпбелл и Уолкер, вторую — американцы Джеффри Марси и Пол Батлер (химик, но с астрономическими устремлениями), третью — профессор астрономии Женевского университета Мишель Мэйор и его аспирант Дидье Келоз. Канадцы вполне могли первыми добиться признанного успеха, поскольку больше других сделали для разработки приборов, позволяющих заметить «раскачивание» звезд. Однако им опять не повезло. В 1994 году они снова претендовали на возможное открытие экзопланеты, однако их выводы не подтвердились. Американцам тоже никак не хотела улыбнуться удача. В том же году Марси сообщил, что они отмониторили треть списка специально выбранных звезд, но результатов так и не получили.

Швейцарцы тем временем приступили к систематическому поиску экзопланет, используя спектрометр высокого разрешения ELODIE, смонтированный в 1983 году на 193-сантиметровом телескопе 1958 года обсерватории От-Прованс в Южной Франции. 23 ноября 1995 года они опубликовали в Nature статью, из которой мир узнал о долгожданном открытии планеты, обращающейся вокруг обычной звезды. Всего через несколько недель американцы подтвердили этот результат и сообщили о регистрации еще пары экзопланет. Планетарная астрономия раз и навсегда вышла за пределы Солнечной системы. А позднее подобные открытия посыпались одно за другим.

Ученые сразу поняли, что экзопланеты отличаются от спутников Солнца. Первая из них была обнаружена около звезды 51 Пегаса. Она обращается по круговой траектории с радиусом в 7,5 млн километров, совершая один оборот всего за 4,2 суток, и обладает весьма солидной массой (0,47 массы Юпитера). Для сравнения: крошечный Меркурий никогда не подходит к Солнцу ближе, чем на 46 млн километров и делает полный оборот за 88 суток. Обе планеты, о которых сообщили американцы, также вызывали удивление. Это явно были газовые гиганты — 2,54 и 7,44 массы Юпитера. При этом они тоже оказались подозрительно близкими к своим звездам — 47 Большой Медведицы и 70 Девы: их большие полуоси равняются, соответственно, 2,1 и 0,48 а.е. (Юпитер отдален от Солнца на 5,2 а.е.). Вторая планета к тому же движется по чрезвычайно вытянутой орбите с эксцентриситетом 0,4, вдвое большим, нежели у Меркурия.

Экзопланеты отлавливают и с помощью фотометрии — определения колебаний видимой яркости звездного света. Разумеется, это возможно только в том случае, если планета периодически проходит между Землей и своей звездой. Амплитуда уменьшения светового потока пропорциональна квадрату отношения радиусов затмевающего и затмеваемого тела. Так, если диаметр планеты равен одной десятой диаметра звезды (таково соотношение геометрических параметров Юпитера и Солнца), она перекроет одну сотую звездного света, а планета земного размера уменьшит яркость звезды на одну десятитысячную.

Фотометрический метод не только приносит информацию о наличии и составе атмосферы планеты, но и расширяет возможности доплеровской спектроскопии. Действительно, если планета затмевает звезду, то доплеровская спектроскопия дает не минимальную, а реальную оценку планетарной массы (см. врезку). Осенью 1999 года Дэвид Шарбонне и Тимоти Браун впервые применили связку этих двух методов — спектрометрически выявили наличие спутника у звезды HD 209458, а затем зарегистрировали и периодические провалы на кривой колебаний ее яркости. Полученные данные позволили выяснить, что масса планеты составляет 0,69 массы Юпитера, а диаметр — полтора юпитерианских. Позднее затменный эффект этой планеты с гораздо большей точностью подтвердили приборы орбитального телескопа «Хаббл» и астрометрического спутника «Гиппарх».

В основе другой разновидности фотометрического отлова внесолнечных планет лежит явление гравитационного микролинзирования. Первоначально его использовали для поиска тусклых маломассивных звезд. Оказавшись между Землей и далеким ярким светилом, такая звезда своим тяготением искривляет его лучи и временно увеличивает его видимый блеск. Если звезда обладает спутником, световая кривая несколько изменяется. Впервые таким путем заметили далекую планету в 2003 году. Метод сам по себе весьма эффективен, но, к сожалению, не допускает повторных наблюдений.

Успешная погоня за экзопланетами не только дала астрономии богатейшую информацию, но также привлекла к этой науке общественное внимание и сильно увеличила ее престиж. А это благоприятно отразилось на финансировании новых проектов. Поэтому нет ничего удивительного, что разработка приборов следующих поколений, предназначенных для такого поиска, идет полным ходом. Но о них — в следующем номере.