2. Способы поиска, теоретическое обоснование методики и достоверность результатов;
Приведу для начала цитату из статьи в Энциклопеди Аванты+
Методы поиска планет.
Первый способ поиска планет – классический, называемый обычно астрометрическим. Он уже давно опробован для поиска двойных звезд, где одна из составляющих имеет низкую яркость и её нелегко обнаружить оптически. Планета, обращающаяся вокруг звезды, воздействует на неё своей гравитацией, отклоняя звезду от прямолинейного движения то в одну, то в другую сторону. Измеряя траекторию движения звезды, можно выявить эти отклонения, если они не слишком малы. Интервал, с которым происходят такие колебания, должен равняться периоду обращения планеты. При известной массе звезды это позволяет определить расстояние от неё до планеты, которое связанно с периодом через закон Кеплера. А, зная размах колебаний, по закону всемирного тяготения не сложно вычислить и массу планеты. Колебания звезды, вызываемые планетой, однако, очень малы и их трудно измерить. Для реализации этого способа требуется большие оптические телескопы, а в перспективе – и радиоинтерферометры.
Второй метод обнаружения планет – прямое выделение их слабого оптического излучения. Чтобы свести влияние света самой звезды к минимуму, планируется наблюдения в инфракрасной области спектра, а также использование специальных оптических методов, называемых интерференционными, благодаря которым увеличивается способность телескопов разделять близкие источники света. Но этот прямой путь поиска планет также очень непросто осуществить.
Первый впечатляющий результат был опубликован в 1995 году: с помощью Хаббловского космического телескопа получено четкое изображение слабого источника рядом со звездой низкой светимости в созвездии Геркулеса, находящегося на расстоянии 19 световых лет от Солнца. Её обозначают по номеру в каталоге ближайших звезд Глизе, поэтому принятое название звезды – Глизе 623, а её спутника – Глизе 623-В. По светимости карликовая звёздочка Глизе 623-В в 60 тысяч раз уступает Солнцу. Ранее существование этого маломассивного спутника предполагалось, исходя из точных астрометрических измерений.
Глизе 623-В оказался немного великоват для планеты: его масса как минимум в 40 раз превышала массу Юпитера. Это одна из самых маломассивных среди известных ныне звезд. Любопытно, что в спектре спутника найдены линии метана. Они наблюдаются в спектрах больших планет Солнечной Системы, но не характерны для звезд. Наличие метана, говорит о том, что видимая поверхность карликовой звезды нагрета совсем не до звездных температур – менее 1000 К. Подобных звезд обнаружено очень мало, и они, по-видимому, нечасто встречаются в природе. Их обычно именуют коричневыми карликами в отличие от многочисленного класса красных карликов – звезд более высокой массы и температуры.
Третий путь, по которому идут исследователи, - это слежение за переменностью блеска большого количества звезд в течение долгого времени с целью уловить у некоторых из них специфический характер изменения яркости, выдающий присутствие планеты.
Известны два механизма влияние планеты на видимую яркость звезды. Один связан с так называемым микролинзированием. Планета, случайно оказавшиеся на одном луче зрения с какой-нибудь далекой звездой, искажает идущий от звезды световой поток своим гравитационным полем, в результате чего на короткое время (порядка суток) возрастает видимая яркость звезды. Гравитационное поле даже такой маленькой планеты, как Земля, может действовать подобно движущейся линзе и способно вызвать разовое изменение блеска звезды дальнего фона, попавшей на луч зрения. Но событие это маловероятно, поэтому для поиска такого микролинзирования надо в течение ряда лет регулярно наблюдать миллионы далеких звезд в той области, где они очень тесно расположены на небе (например, в направлении на ближайшие галактики – Магеллановы облака). Тогда для планеты больше шансов оказаться на одном луче зрения с какой-нибудь из них. Подобные наблюдения начаты в 90-х годах.
К сожалению, узнать что-либо об орбите планеты, даже если она будет обнаружена по микролинзированию нельзя. Зато этот метод - фактически единственный, позволяющий отыскать планеты, не только вблизи ее “материнской звезды» (которая тоже вызовет эффект микролинзирования), но и когда она движется между звездами как холодное и неосвещенное никаким источником света изолированное тело (если, конечно, такие планеты, вообще существуют).
Второй механизм переменности действует, только если орбита планеты, так удачно ориентированна по отношению к наблюдателю, что планета в своём орбитальном движении периодически проецируется на диск звезды. В этом случае один раз за каждый оборот она будет затмевать небольшую часть звездного диска, немного уменьшая приходящий световой поток (аналогичные события периодически наблюдаются с Земли, когда Меркурий или Венера проходит по диску Солнца). Изменения яркости звезды при этом будут очень малы, и их нелегко отличить от случайных колебаний блеска, связанных, например, с переменностью звезды или наличием на её поверхности темных пятен. Однако при достаточно длительных наблюдениях это можно сделать.
Наконец, четвертый способ найти планету – это отслеживать изменение скорости звезды с точностью порядка 20-30 метров в секунду (а лучше – до нескольких метров в секунду), что вполне реально с использованием современной техники спектральных наблюдений. Притяжение планеты вызывает периодические изменения скорости звезды. Чем массивней планета, тем больше будет амплитуда этих изменений.
К примеру, Земля вращается вокруг Солнца со скоростью около 30 км/c, но и она своим притяжением “сдвигает” гигантское Солнце, заставляя его центр описывать небольшую окружность диаметром около 900 км. Скорость движения Солнца под действием Земли при этом очень мала – менее 0,1 м/с. Такую величину невозможно измерить экспериментально. Но вот Юпитер, как более массивная планета, своим притяжением сообщает Солнцу скорость около 12 м/c, а если бы он находился на орбите Земли, то скорость составила бы 28 м/c. Такие скорости уже можно измерять у других звезд с использованием специальной техники получения спектров.
Измерение скоростей основано на эффекте Доплера (так называемое изменение частоты электромагнитного излучения, или, что одно и то же, сдвиг спектральных линий при движении источника света относительно наблюдателя). Правда, по эффекту Доплера измеряется не полная скорость, а только лучевая, т.е. скорость приближения или удаления источника, и это рождает некоторую неопределенность в оценках. Но, тем не менее, именно таким путем была открыта первая планета у звезды типа Солнца.
Планеты, которых никто не ждал
Наряду с планетами гигантами вблизи звезд наверняка существуют и планеты земного типа. Но обнаружить их гораздо труднее – слишком малое влияние они оказывают на движение звезд.
Впрочем, и их можно найти – в том случае, если планеты обращаются вблизи нейтронных звезд, наблюдаемых как пульсирующие радиоисточники – пульсары. В спектрах эти компактных звезд нет спектральных линий, более того, за редким исключением они вообще не видны в оптическом диапазоне. Но излучаемые ими радиоимпульсы имеют настолько строгую периодичность, что для них также можно использовать эффект Доплера: частота следования импульса меняется по тому закону, что и частота световых волн. Регистрируя моменты прихода радиоимпульсов, за месяцы или годы наблюдений можно “отследить“ изменения лучевой скорости пульсара во много раз точнее, чем при скорости обычной звезды оптическими методами, а, следовательно, открыть планеты меньших масс, если они присутствуют в системе пульсара.
Первое сообщение об открытие планетарной системы вокруг пульсара появилось в 1992 году. Его сделал американский астроном А.Вольжан, исследовавший на 300-метровом радиотелескопе на острове Пуэрто-Рико излучение пульсара PSR 1257+12. Анализируя измерения периодичности импульсов по данным многомесячных наблюдений, он пришел к выводу, что пульсар окружен орбитами как минимум трех планет. Две из них по массе в три с половиной раза превосходят Землю (уже не Юпитер!) и располагаются на расстояниях 0,36 и 0, 47 а.е. от пульсара, а третья – с массой лишь немногим более массы Луны – имеет радиус орбиты 0,19 а.е..
Остается, правда, неясным, имеют ли эти планеты ту же природу, те же свойства, что и планеты Солнечной системы, находясь рядом с такими экзотическим объектом, как пульсар, или это “огарки“ от некогда более крупных тел. Как повлияла на них близость к звезде? Ведь прежде, чем звезда стала пульсаром, она прошла стадию красного гиганта, а при этом её размер должен был превысить радиус орбиты, по крайней мере, самой близкой к ней планеты. Как пережили планеты взрыв сверхновой, при котором, как предполагают, возникает нейтронная дыра? Образовались ли они вблизи центральной звезды, или приблизились к ней в процесс эволюции?
