Як знайти планету поза Сонячною системою? Здається, що завдання спочатку здається нездійсненним, проте на сьогодні астрономи досягли значних успіхів у дослідженні глибокого Космосу, і успішно знаходять так звані екзопланети. Більш того, виявлені непоодинокі планети, а цілі планетні систем, і в Наразі ведуться роботи по їх дистанційному дослідженню та вивчення. Але все ж, як знайти екзопланету? У цій статті розповідається про деякі методи їх пошуку.
Існує три основних непрямих методу пошуку екстрасонячних планет, кожен з яких заснований на впливі планети на материнську зірку. Вони поділяються на:
метод радіальної швидкості
метод з використання астрометрії
транзитний метод.
Всі вони мають досить просте фізичне обгрунтування, проте, враховуючи мале вплив В«легкихВ» планет на масивну зірку, а також віддаленість спостережуваних об'єктів, пошук планет виключно складний і трудомісткий. Особливо складно шукати планети з земної поверхні, так як атмосфера вносить перешкоди в будь астрономічні спостереження. У зв'язку з цим, планети часто шукають за допомогою орбітальних інструментів.
В майбутньому астрономи сподіваються, що з удосконаленням оптики з'явиться можливість фіксувати безпосередньо видиме випромінювання, відбите екзопланетою (екстрасонячних, позасонячних планет) або испускаемое нею у вигляді інфрачервоного випромінювання тепло. Такі методи називаються методами прямого спостереження, в результаті яких фіксується електромагнітне випромінювання поверхні або атмосфери планети, що дозволило б визначити її хімічний і агрегатний склад. Існує кілька теоретичних методів прямого спостереження планет, і серед них виділяються:
метод спектрального поділу енергії
поляриметрія
обнуляти інтерферометрія.
На середину березня 2008 року було відкрито 277 екзопланет в 238 зоряних системах.
Метод радіальної швидкості
Радіальна швидкість 51 Пегаса </p>
Грунтується на вимірюванні радіальної (складової вздовж променя зору) швидкості зірок. При цьому світло від досліджуваного об'єкта пропускається крізь призму і розкладається в спектр.
Розпечена зірка випромінює безперервний спектр, в якому є всі довжини хвиль. Але випромінювання, проходячи крізь більш холодні шари атмосфери зірки, поглинається, тому в спектрі з'являються темні лінії, відповідні хімічним елементам атмосфери. Поява ліній поглинання було помічено ще в 1802 році, а дванадцятьма роками пізніше Й. Фраунгофер точно заміряв їх кутове положення, і сьогодні вони називаються фраунгоферових лініями. Так, наприклад, виглядає спектр нашого Сонця.
фраунгоферових лінії дають інформацію не тільки про хімічний склад зірки, але і про її температурі і тиску на поверхні. А також про те, чи обертаються навколо зірки масивні планети. Але як? Якщо ви вважаєте, що планета обертається навколо зірки, то помиляєтеся - і планета, і зірка обертаються навколо спільного центра мас. Просто маса зірки настільки велика, що центр мас планетарної системи знаходиться поряд з центром мас зірки. Це означає, що зірка теж рухається, але за дуже маленькою орбіті.
Коли, обертаючись по орбіті, зірка (або будь-який інший випромінюючий об'єкт) наближається до нам, то довжини хвиль її випромінювання зменшуються, тобто зміщуються в синю область спектру, а коли віддаляється - довжини хвиль збільшуються, зміщуючись в червону область спектра. Це явище називається ефектом Доплера, воно було відкрито і обгрунтовано астрономом К. Доплера в 1842 році.
Саме В«ХодінняВ» спектральних ліній зірки і говорить про те, що вона обертається навколо якогось загального центру мас, а значить, поруч знаходиться як мінімум ще одне небесне тіло. По амплітуді і періоду зміщення ліній астрономи можуть визначити масу планети, радіус орбіти і період її обертання.
Незважаючи на уявну простоту, цей метод, тим не менш, має обмеження. Зокрема, він не дозволяє виявляти планети земної маси. Навіть найдосконаліші спектрометри не можуть фіксувати зсув менше 15 метрів в секунду. Тіло настільки малої маси, як наша планета, змушує Сонце зміщуватися всього на 10 сантиметрів в секунду. Але, навіть якщо б спектроскопи і змогли виявити настільки малий рух, це не врятувало б ситуацію - флуктуації атмосфери абсолютно замаскували б відхилення зірки. Тому методом радіальної швидкості виявляють лише самі масивні планети-гіганти, масою не менше Сатурна.
Астрометрія
За суті, це цілий розділ астрономії, відповідальний за встановлення найбільш точної системи небесних координат. Знаючи розташування зірки відносно більш віддалених об'єктів, можна визначити її відхилення від початкового положення, тому цей метод схожий на метод радіальних швидкостей. Безпосереднє обчислення зміщення зірки вимагає прецизійної апаратури з довгою базою (тобто відстань між пов'язаними телескопами повинне бути максимально можливим). З допомогою наземних телескопів нібито вдалося виявити наявність планет у кількох найближчих зірок. Однак жодне з цих відкриттів не було підтверджено пізнішими спостереженнями, тоді як приймачі системи наведення FGS (Fine Guidance Sensors) космічного телескопа Хаббл успішно виявили наявність планет у кількох найближчих зоряних систем. Застосування астрометрії обмежене. Як правило, цей метод використовується для досить невеликих по космічними мірками відстаней і зірок малої маси (карликів), так як вони відхиляються планетами набагато сильніше.
Зоряне скупчення NGC 265
Чергова астрометричні місія ESA складається у виведенні на орбіту Gaia - космічного телескопа, який почне свою роботу в 2011 році. Це інструмент зможе скласти найдокладнішу карту зоряного неба. Більш того, планується, що телескоп зможе виявити від 10 000 до 50 000 планет-гігантів. Відхилення зірок під дією сил гравітації планет земного типу і в цьому методі, на жаль, не детектується.
Транзитний метод
Один з перспективних методів виявлення невеликих по масі газових планет при їх проходженні по зоряному диску. В астрономії це явище називається транзитом (В Сонячній системі для Землі транзитними є Венера і Меркурій), потік випромінювання від зірки під час транзиту планети зменшується, що можна зафіксувати сучасними телескопами. Якщо віддалена зірка затьмарюється планетою, подібної Юпітеру, то її яскравість зменшується на 1%.
Іноді існування планети, виявленої методом радіальної швидкості, може бути підтверджено і транзитним методом. Таким прикладом може бути зірка HD 209458, відома як 51 Пегаса, навколо якої обома методами була виявлена планета b-типу. Такі планети називаються також В«гарячими ЮпітерамиВ»: вони є газовими гігантами і обертаються навколо батьківської зірки на низьких орбітах.
Транзитний метод і метод радіальних швидкостей взаємно доповнюють один одного і дозволяють отримати досить точну інформацію про масі і габаритах планети, а також про характеристиках її орбітального руху. На жаль, транзитний метод використовується тільки для виявлення газових гігантів, проходження же маленьких кам'янистих планет земного типу зафіксувати практично неможливо.
Сьогодні пошуком планет транзитним методом займається космічний телескоп CoRoT (Convection Rotation and planetary Transits) - запущений 27 грудня 2006 саме з метою виявлення екстрасонячних планет.
Пряме виявлення планет
Кінцева мета всіх методів пошуку позасонячних планет - можливість безпосередніх їх спостережень. Коли це нарешті стане можливим, астрономи зможуть отримати спектр планет, а значить і визначити їх хімічний склад і агрегатний стан поверхні.
На довжинах хвиль видимого світла зірки, подібно до нашого Сонця, затьмарюють планети, які лише відображають крихітну частину видимого випромінювання зірки. При цьому виходить, що зірка випромінює в десятки тисяч мільйонів разі...
