До сих пор мы концентрировались в поисках жизни на нашей собственной Солнечной системе. Это естественная отправная точка. Но существуют внесолнечные или экзопланеты — проблема существования жизни во Вселенной существует.
Но возможна ли жизнь на них если эти планеты чрезвычайно редки? Это поставило бы под угрозу перспективы изобилия жизни во Вселенной.
Поэтому нам нужна информация о том, насколько распространены внесолнечные планеты, а также о свойствах их орбит и самих планет. Однако связанные с этим расстояния делают это сложной задачей.
Действительно, первые планеты за пределами нашей Солнечной системы были открыты только в 1992 году, а первые внесолнечные планеты вокруг обычной звезды были замечены только в 1995 году.
Поэтому мы обсудим многие аспекты внесолнечных планет.
- Рассмотрим то, как их вообще можно обнаружить. Затем мы укажем, что доступные методы обнаружения экзопланет сильно предвзяты.
- На самом деле, только совсем недавно мы смогли обнаружить планеты размером с Землю вокруг солнцеподобных звезд.
Проблемы обнаружения внесолнечных планет
Первая мысль может заключаться в том, что обнаружение несложно: просто наблюдайте за системой с помощью телескопа и ищите планеты. Сложность такого подхода двоякая.
- Во-первых, звезды находятся чрезвычайно далеко. Ближайшая к Солнцу планета находится примерно в 260 000 раз дальше, чем Земля. На таком расстоянии радиус Земля-Солнце уменьшился бы всего на 0,8 угловых секунды, что соответствует углу, охватываемому булавочной головкой расположенной на удалении полкилометра. Интересующие нас звезды обычно находятся по меньшей мере в десятки раз дальше от нас, что делает их недоступными почти для всех современных телескопов.
- Вторая проблема заключается в том, что звезды значительно ярче планет. Если вспомнить, что планеты светятся отраженным светом, а не за счет собственной энергии, Земля будет казаться примерно в миллиард раз тусклее Солнца.
Методы для обнаружения внесолнечных планет
Изобретательность разработчиков приборов впечатляет. Есть планы для будущих приборов, которые попытаются блокировать звездный свет, или используя устройства, называемые интерферометрами. С помощью интерферометров можно получить такое исключительное угловое разрешение, позволяющее свести к минимуму рассеивание звезд.
Однако в текущих наблюдениях астрономы пробуют различные методы наблюдения за внесолнечными планетами решая проблему обнаружения существования жизни во Вселенной. Другая возможность может возникнуть для систем, которые специально ориентированы на поиск существования жизни на внесолнечных планетах. Если, с нашей точки зрения, планета вращается по орбите так, что она пересекает звезду спереди, а затем сзади, то мы имеем пример частичного затмения. Например, Земля имеет радиус примерно 1/100 Солнечного, поэтому она будет блокировать (1/100)2 = 10-4 света. Если бы звезда была достаточно близка и ярка достаточно, чтобы мы могли измерить это падение интенсивности. Имея достаточное количество орбит, мы смогли бы установить, что это было периодическим явлением, а не просто результатом солнечных пятен или естественного изменения освещенности. Действительно, очень успешная миссия «Кеплер» использовала этот метод для обнаружения тысяч планет — кандидатов. Это называется кандидатами, а не обнаружениями, потому что могут возникнуть некоторые другие сбивающие с толку эффекты (например, иногда на заднем плане будет двойная звезда).
Надежный метод для подтверждения того, что у нас есть настоящая планета — доплеровский сдвиг. Этот эффект знаком любому, кто слышал приближающийся, а затем удаляющийся вой сирены. Высота звука кажется высокой, когда источник шума приближается к нам, затем кажется низкой, когда он удаляется. То же самое происходит и со светом. Когда источник приближается к нам, частота увеличивается. Например, красный свет в остальной части кадра источника может казаться зеленым или синим. Обратное произошло бы, если бы источник удалялся от нас.
Кроме того, поскольку гравитация универсальна и взаимна, планета притягивается к своей звезде-хозяину так же, как и отталкивается. Сила одинакова в любом случае, но инерция звезды намного больше, чем у планеты, а это означает, что в то время как планета движется с большой скоростью по большой орбите , звезда движется по крошечному кругу и довольно медленно. Например, рассмотрим систему Земля-Солнце. Земля движется по орбите радиусом 1 а.е. со скоростью около 30 км с−1. Солнце в 300 000 раз массивнее Земли, поэтому оно движется по орбите радиусом всего около 500 км и со скоростью всего 10 см с−1. Немного! Такая скорость все еще не обнаруживается вокруг обычных звезд. Однако движение Солнца в ответ на движение Юпитера составляет изрядные 4,5 метра в секунду, и это поддается измерению. Однако этот метод обнаружения означает, что обнаружить некоторые типы планет намного легче, чем другие. Это называется эффектом выбора. Эффекты выбора во многих отношениях влияют на астрономию.
Эффекты выбора
Эффект выбора — это все, что облегчает наблюдение за одной категорией вещей, чем за другой.
В астрономии у нас много таких проблем. Например, совершенно очевидно, что яркие предметы легче увидеть, чем тусклые. В частности, их можно увидеть дальше. Не осознавая этого, вы можете сделать вывод, что большинство звезд ярче Солнца, потому что простой подсчет звезд, которые вы можете видеть невооруженным глазом, указывает на то, что это так. Однако гораздо более многочисленные звезды малой массы настолько тусклы, что вы не можете разглядеть их далеко.
Когда дело доходит до обнаружения планет с использованием доплеровских сдвигов, проблема заключается в том, что большие сдвиги легче обнаружить. Вдобавок ко всему, гораздо легче быть уверенным в своем обнаружении, если у вас много орбитальных периодов. Одного цикла недостаточно, чтобы быть уверенным, что что-то еще не происходит, но десяти регулярных циклов вполне достаточно.
В совокупности эти эффекты означают, что доплеровские смещения сильно смещены в сторону тех, которые исходят от планет с высокой массой, вращающихся близко к своей звезде-хозяину. Есть также некоторые гораздо более тонкие эффекты. Доплеровские сдвиги устанавливаются путем наблюдения сдвигов в спектральных линиях.
Следовательно, звезды, у которых больше линий, с большей вероятностью позволят обнаружить внесолнечные планеты. Линии связаны с тяжелыми элементами (например, железом или титаном), вокруг звезд с более тяжелыми элементами с большей вероятностью будут обнаружены планеты, даже если в действительности вероятность того, что вокруг них не будет планет, выше.
Первые обнаруженные внесолнечные планеты
Первые признанные внесолнечные планеты не были обнаружены вокруг обычной звезды, подобной нашему Солнцу. Вместо этого их звездой-хозяином была нейтронная звезда. Нейтронные звезды на 50% больше массы, чем наше Солнце. Нейтронные звезды часто быстро вращаются и обладают сильными магнитными полями, в результате чего они испускают пучки радиоволн и называются пульсарами. Эти звезды поддерживают частоту своего вращения с невероятной точностью, и за короткое время они становятся часами в миллион раз лучше, чем лучшие часы на Земле.
Такая высокая точность означает, что даже крошечный рывок планеты легко обнаруживается.
Первая планетная обнаруженная в 1991 году система пульсар PSR 1257 +12 находится 2300 световых лет от нас, в созвездии Девы. Фактически пульсар PSR 1257 +12, имеет три планеты с наименьшей массой, когда-либо обнаруженные за пределами нашей Солнечной системы. Масса двух из них примерно в 3-4 раза превышает массу Земли, а масса одной примерно равна массе нашей Луны! 
Однако эти системы кажутся редкими. Известны только два других пульсара, вокруг которых находятся объекты планетарной массы. Одна из планет находится в шаровом скоплении, так что пульсар, вероятно, получил планету путем сложной вселенской кражи с другого объекта. Другая планета-пульсар, по-видимому, первоначально была белым карликом, который постепенно испарился под воздействием пульсара.
После этого открытия в 1992 году интерес, естественно, обратился к системам вокруг обычных звезд. В 1995 году астрономы нашли одну из них. Астрономы обнаружили, что у безымянной в остальном звезды «51 Пегаса b» есть планета, масса которой в два раза меньше массы Юпитера… и период обращения которой составляет четыре дня!!! Она находится всего в 50 световых годах от Земли.
Меркурий, ближайшая к нашему Солнцу планета, имеет орбитальный период в 88 дней, так что 51-я планета находится слишком близко. Первоначально был некоторый скептицизм, поскольку модели формирования планет, основанные на нашей Солнечной системе, казалось, указывали на то, что такая система невозможна. Однако при таком коротком периоде и таких больших доплеровских сдвигах это открытие было быстро подтверждено.
В этот момент гонка началась. Десятки звезд, о которых известно, что у них есть планеты, на самом деле имеют по нескольку внесолнечных планет.
