Методы поиска экзопланет: метод радиальной скорости, астрометрия, транзитный метод, поляриметрия и др. (стр. 1 из 2)

Как найти планету вне Солнечной системы? Кажется, что задача изначально кажется невыполнимой, однако на сегодня астрономы достигли значительных успехов в исследовании глубокого Космоса, и успешно находят так называемые экзопланеты. Более того, обнаружены не единичные планеты, а целые планетные систем, и в данный момент ведутся работы по их дистанционному исследованию и изучения. Но все же, как найти экзопланету? В этой статье рассказывается о некоторых методах их поиска.

Существует три основных непрямых метода поиска экстрасолнечных планет, каждый из которых основан на влиянии планеты на материнскую звезду. Они делятся на:

метод радиальной скорости

метод с использование астрометрии

транзитный метод.

Все они имеют достаточно простое физическое обоснование, однако, учитывая малое влияние «легких» планет на массивную звезду, а также удаленность наблюдаемых объектов, поиск планет исключительно сложен и трудоемок. Особенно сложно искать планеты с земной поверхности, так как атмосфера вносит помехи в любые астрономические наблюдения. В связи с этим, планеты часто ищут с помощью орбитальных инструментов.

В будущем астрономы надеются, что с совершенствованием оптики появится возможность фиксировать непосредственно видимое излучение, отраженное экзопланетой (экстрасолнечной, внесолнечной планетой) или испускаемое ею в виде инфракрасного излучения тепло. Такие методы называются методами прямого наблюдения, в результате которых фиксируется электромагнитное излучение поверхности или атмосферы планеты, что позволило бы определить ее химический и агрегатный состав. Существует несколько теоретических методов прямого наблюдения планет, и среди них выделяются:

метод спектрального разделения энергии

поляриметрия

обнуляющая интерферометрия.

На середину марта 2008 года было открыто 277 экзопланет в 238 звездных системах.

Метод радиальной скорости

Радиальная скорость 51 Пегаса

Основывается на измерении радиальной (составляющей вдоль луча зрения) скорости звезд. При этом свет от исследуемого объекта пропускается сквозь призму и раскладывается в спектр.

Раскаленная звезда излучает непрерывный спектр, в котором имеются все длины волн. Но излучение, проходя сквозь более холодные слои атмосферы звезды, поглощается, поэтому в спектре появляются темные линии, соответствующие химическим элементам атмосферы. Появление линий поглощения было замечено еще в 1802 году, а двенадцатью годами позже Й. Фраунгофер точно замерил их угловое положение, и сегодня они называются фраунгоферовыми линиями. Так, например, выглядит спектр нашего Солнца.

Фраунгоферовы линии дают информацию не только о химическом составе звезды, но и о ее температуре и давлении на поверхности. А также о том, вращаются ли вокруг звезды массивные планеты. Но как? Если вы считаете, что планета вращается вокруг звезды, то ошибаетесь – и планета, и звезда вращаются вокруг общего центра масс. Просто масса звезды столь велика, что центр масс планетарной системы находится рядом с центром масс звезды. Это значит, что звезда тоже движется, но по очень маленькой орбите.

Когда, вращаясь по орбите, звезда (или любой другой излучающий объект) приближается к нам, то длины волн ее излучения уменьшаются, то есть смещаются в синюю область спектра, а когда удаляется – длины волн увеличиваются, смещаясь в красную область спектра. Это явление называется эффектом Доплера, оно было открыто и обосновано астрономом К. Доплером в 1842 году.

Именно «хождение» спектральных линий звезды и говорит о том, что она вращается вокруг какого-то общего центра масс, а значит, рядом находится как минимум еще одно небесное тело. По амплитуде и периоду смещения линий астрономы могут определить массу планеты, радиус орбиты и период ее обращения.

Несмотря на кажущуюся простоту, этот метод, тем не менее, имеет ограничения. В частности, он не позволяет обнаруживать планеты земной массы. Даже самые совершенные спектрометры не могут фиксировать смещение менее 15 метров в секунду. Тело столь малой массы, как наша планета, заставляет Солнце смещаться всего на 10 сантиметров в секунду. Но, даже если бы спектроскопы и смогли обнаружить столь малое движение, это не спасло бы ситуацию – флуктуации атмосферы совершенно замаскировали бы отклонение звезды. Поэтому методом радиальной скорости обнаруживают лишь самые массивные планеты-гиганты, массой не менее Сатурна.

Астрометрия

По сути, это целый раздел астрономии, ответственный за установление наиболее точной системы небесных координат. Зная расположение звезды относительно более удаленных объектов, можно определить ее отклонение от исходного положения, поэтому этот метод похож на метод радиальных скоростей. Непосредственное вычисление смещения звезды требует прецизионной аппаратуры с длинной базой (то есть расстояние между связанными телескопами должно быть максимально возможным). С помощью наземных телескопов будто бы удалось обнаружить наличие планет у нескольких ближайших звезд. Однако ни одно из этих открытий не было подтверждено более поздними наблюдениями, тогда как приемники системы наведения FGS (Fine Guidance Sensors) космического телескопа Хаббл успешно обнаружили наличие планет у нескольких ближайших звездных систем. Применение астрометрии ограничено. Как правило, этот метод используется для весьма небольших по космическим меркам расстояний и звезд малой массы (карликов), так как они отклоняются планетами гораздо сильнее.

Звездное скопление NGC 265

Очередная астрометрическая миссия ESA состоит в выводе на орбиту Gaia – космического телескопа, который начнет свою работу в 2011 году. Это инструмент сможет составить самую подробную карту звездного неба. Более того, планируется, что телескоп сможет обнаружить от 10 000 до 50 000 планет-гигантов. Отклонение звезд под действием сил гравитации планет земного типа и в этом методе, увы, не детектируется.

Транзитный метод

Один из перспективных методов обнаружения небольших по массе газовых планет при их прохождении по звездному диску. В астрономии это явление называется транзитом (в Солнечной системе для Земли транзитными являются Венера и Меркурий), поток излучения от звезды во время транзита планеты уменьшается, что можно зафиксировать современными телескопами. Если удаленная звезда затмевается планетой, подобной Юпитеру, то ее яркость уменьшается на 1%.

Иногда существование планеты, обнаруженной методом радиальной скорости, может быть подтверждено и транзитным методом. Таким примером может являться звезда HD 209458, известная как 51 Пегаса, вокруг которой обоими методами была обнаружена планета b-типа. Такие планеты называются также «горячими Юпитерами»: они являются газовыми гигантами и вращаются вокруг родительской звезды на низких орбитах.

Транзитный метод и метод радиальных скоростей взаимно дополняют друг друга и позволяют получить довольно точную информацию о массе и габаритах планеты, а также о характеристиках ее орбитального движения. К сожалению, транзитный метод используется только для обнаружения газовых гигантов, прохождение же маленьких каменистых планет земного типа зафиксировать практически невозможно.

Сегодня поиском планет транзитным методом занимается космический телескоп CoRoT (Convection Rotation and planetary Transits) – запущенный 27 декабря 2006 года именно с целью обнаружения экстрасолнечных планет.

Прямое обнаружение планет

Конечная цель всех методов поиска внесолнечных планет – возможность непосредственных их наблюдений. Когда это наконец станет возможным, астрономы смогут получить спектр планет, а значит и определить их химический состав и агрегатное состояние поверхности.

На длинах волн видимого света звезды, подобно нашему Солнцу, затмевают планеты, которые лишь отражают крохотную часть видимого излучения звезды. При этом получается, что звезда излучает в десятки тысяч миллионов раз больше, чем планета. Но в инфракрасном свете планеты, подогреваемые процессами в их раскаленных недрах, излучают гораздо сильнее. Здесь интенсивность излучения звезды и планеты различается уже «всего» в миллион раз, поскольку планета излучает не только отраженное от звезды, но и собственное тепло.

Наблюдения в среднем инфракрасном диапазоне возможны лишь орбитальными телескопами, поскольку излучение Земли мешает наблюдениям с ее поверхности. Другой проблемой является то, что планета и звезда расположены столь близко по космическим меркам, что сливаются в одно пятно. Устранение тепловых помех и улучшение разрешения инфракрасных телескопов является одним из важным направлений в разработке методов прямого наблюдения планет.

Спектральное разделение энергии

Поскольку планета светится, пусть и отраженным от звезды светом, то и здесь проявляется закон Доплера. Когда планета движется по направлению к Земле, спектральные линии смещаются в синюю область спектра, а когда удаляется – в красную. Как отмечалось в описании метода радиальной скорости, одновременно с планетой движется и звезда, причем ее спектральные линии «ходят» в противоположном направлении. Если снять спектры звезды и планеты, то они образуют динамичную фигуру, называемую спектральным разделением энергии (Spectral Energy Distribution). Теоретически с помощью компьютерного анализа можно разделить спектры звезды и планеты, однако мощность современных телескопов пока не позволяет проводить такой анализ из-за недостаточности собираемого ими излучения.