Владимир Сурдин - Разведка далеких планет
В настоящее время невозможно сделать окончательные выводы относительно параметров орбит или числа планет. В частности, если отклонение собственных движений от прямолинейности служит основным ориентиром при поисках планетных систем, то это исключает обнаружение планет „земного типа". Несмотря на неоднозначность интерпретации данной планетной системы, имеющаяся информация требует, чтобы планеты в системе звезды Барнарда находились на некомпланарных орбитах; относительное наклонение орбит должно быть большим (i≥40°). Именно эта особенность делает систему звезды Барнарда столь интересной».
Но не все астрономы согласились с выводами Питера ван де Кампа и его последователей. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж. Гейтвуд с коллегами выяснили к 1973 г., что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит, массивных планет в качестве спутников не имеет. Однако эти же астрометрические работы принесли в 1996 г. новую находку: были замечены зигзаги в движении шестой от Солнца звезды Лаланд 21185, удаленной от Солнца на 2,5 пк. (На ее волнообразное движение указывал еще П. ван де Камп в 1951 г.) По мнению Гейтвуда, вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Mj, радиус орбиты 10 а. е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Mj, 2,5 а. е.). Правда, это открытие до сих пор не только не подтверждено, но и вызывает все большие сомнения.
Первое надежное астрометрическое обнаружение экзопланеты состоялось лишь в 2009 г. После 12 лет наблюдений с помощью 5–метрового Паломарского телескопа за 30 звездами американские астрономы Стивен Правдо и Стюарт Шаклан из Лаборатории реактивного движения (JPL, NASA) обнаружили планету у крохотной переменной звезды «ван Бисбрук 10» (VB 10) в двойной системе Глизе 752 (GJ 752). Звезда VB 10 — одна из самых маленьких в Галактике: это красный карлик спектрального класса М8, уступающий Солнцу в 12 раз по массе и в 10 раз по диаметру. А светимость этой звезды столь мала, что если заменить ею наше Солнце, то днем Земля была бы освещена как сейчас лунной ночью. Именно благодаря малой массе звезды планета VB 10Ь смогла «раскачать» ее до заметной амплитуды: с периодом около 272 суток положение звезды на небе колеблется на 0,006" (тот факт, что это удалось измерить, — настоящий триумф наземной астрометрии). Сама планета — гигант обращается по орбите с большой полуосью 0,36 а. е. (как у Меркурия) и имеет массу 6,4 Mj, т. е. она легче своей звезды всего в 14 раз, а по размеру даже не уступает ей.
Планеты у нейтронных звезд
В конце 1980–х несколько групп астрономов в разных странах создали высокоточные оптические спектрометры и начали систематические измерения скоростей ближайших к Солнцу звезд. Эта работа специально была нацелена на поиск экзопланет и через несколько лет действительно увенчалась успехом (см. ниже). Но первыми открыли экзопланету не оптики, а радиоастрономы, причем не одну, а сразу целую планетную систему. Произошло это в ходе исследования радиопульсаров — быстро вращающихся нейтронных звезд, излучающих строго периодические радиоимпульсы. Поскольку пульсары — чрезвычайно стабильные источники, радиоастрономы могут применять к ним метод хронометража и выявлять таким образом их движение со скоростью порядка 1 сантиметра в секунду (!), а значит, обнаруживать рядом с ними планеты с массами в сотни раз меньше, чем у Юпитера.
Первое сообщение в журнале «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR В1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991 г. группа радиоастрономов Манчестерского университета (М. Бэйлес, А. Лин и С. Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл — Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 г. в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами соответственно 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.
Рис. 6.6. Планетная система радиопульсара PSR1257+12 в сравнении с внутренней областью Солнечной системы, показанной в том же масштабе расстояний. Цифрами обозначены массы планет в ME. Приблизительно (но в ином масштабе) выдержан и относительный размер планет.
Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A. Wolszczan), который с помощью 305–метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 300 пк от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 г. ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 г. выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,02; 4,1 и 3,8 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996 г. появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет, но оно осталось неподтвержденным.
Легкость, с которой планеты были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто около 2000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного далекого пульсара (PSR В1620-26) обнаружилась планета — гигант в 2,5 раза массивнее Юпитера. До недавнего времени планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрировала нам единственный пример планет типа Земли за пределами Солнечной системы.
Считается весьма странным, что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, вместе с которой теряет большую часть своей массы. Поэтому ее остаток, нейтронная звезда — пульсар, не может своим притяжением удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды. Возможно, обнаруженные у пульсара планеты сформировались уже после взрыва сверхновой, но из чего и как — не ясно. Пока планетные системы нейтронных звезд по причине их непонятного происхождения считают чем‑то «неполноценным».
Успех доплеровского метода: планеты у нормальных звезд
Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 г. астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор (М. Mayor) и Дидье Келоз (D. Queloz), построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси (G. Магсу) создали подобный прибор раньше и еще в 1987 г. приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 г. Майор и Келоз приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к нам и по своим характеристикам похожих на Солнце. Довольно быстро они обнаружили «покачивания» звезды 51 в созвездии Пегас (51 Peg), удаленной от Солнца на 15 пк. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут. и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 Мj
Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем рядом со звездой, как две капли воды похожей на Солнце, мчится планета — гигант, обегая ее всего за четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца. Не сразу поверили астрономы в это открытие. Ведь обнаруженная планета — гигант из‑за ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000 К. «Горячий юпитер»? Такого сочетания никто не ожидал. Быть может, за покачивания звезды была принята пульсация ее атмосферы? Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие планеты у звезды 51 Peg. Для нее даже было предложено имя — Эпикур, но оно пока не получило признания. Затем обнаружились и другие системы, в которых планета — гигант обращается очень близко к своей звезде.
«Затмения» звезд планетами
Метод прохождений также доказал свою эффективность. Сейчас фотометрические наблюдения за звездами ведутся как с борта космических обсерваторий, так и с Земли. Все современные фотометрические инструменты имеют широкое поле зрения. Измеряя одновременно блеск миллионов звезд, астрономы существенно увеличивают не обнаружить прохождение планеты по диску звезды. При этом, как правило, обнаруживаются планеты, часто демонстрирующие «затмение» звезды, т. е. имеющие короткий орбитальный период, а значит — компактную орбиту.
Рис. 6.7. Восьмиобъективный роботизированный фотометрический комплекс проекта WASP (Wide Angle Search for Planets). Такие инструменты установлены на о. Ла-Пальма (Канарские острова) и в Южно-африканской астрономической обсерватории близ Сазерленда. Это совместный проект нескольких британских университетов и испанского Астрофизического института на Канарских островах. Фото с сайта http:// www.superwasp.org.
Термин «горячий юпитер» стал настолько привычным, что никого уже особенно не удивило открытие в 2009 г. планеты WASP-18b, имеющей массу 10 Mj и обращающейся по почти круговой орбите на расстоянии 0,02 а. е. от своей звезды. Орбитальный период этой планеты составляет всего 23 часа! Учитывая, что звезда WASP-18 (HD 10069) имеет спектральный класс F9 и обладает большей светимостью, чем Солнце, температура поверхности планеты должна достигать 3800 К: это уже не просто «горячий», а «раскаленный юпитер». Из‑за близости к звезде и своей большой массы планета вызывает сильные приливные возмущения на поверхности звезды, которые, в свою очередь, тормозят планету и в будущем приведут к ее падению на звезду.
