Эволюция Вселенной и происхождение жизни - [192]

Параметры экзопланет.

Из-за сильного влияния наблюдательной селекции большая часть открытых до сих пор экзопланет — это газовые гиганты на довольно маленьких орбитах (почти у 40 % орбит размер большой полуоси <0,4 а. е.). Можно лишь удивляться, что первые открытые в массовом количестве планеты оказались именно того типа, который меньше всего ожидался по теоретическим соображениям.

Орбиты планет в Солнечной системе почти круговые, а очень вытянутые орбиты наблюдаются лишь у комет. Экзопланеты и в этом смысле вызывают недоумение: у большинства из них орбиты довольно вытянутые, и только 10 % среди них имеют почти круговые орбиты. Более того, лишь около 10 % из обнаруженных планетных систем имеют более одной зарегистрированной планеты. Впрочем, это число непременно увеличится: наверняка будут открыты и другие планеты в тех системах, где сейчас известна лишь одна.

Планетные системы, в которых наблюдались затмения и измерялись скорости, служат богатыми источниками информации. По доплеровскому смещению линий мы можем вычислить орбитальные параметры, оценить массу планеты и определить ее скорость в тот момент, когда она проходит перед диском звезды, вызывая небольшое затмение. По четырем моментам контактов дисков планеты и звезды можно вычислить размер планеты и определить нижний предел размера звезды. Зная массу и размер планеты, легко вычислить ее плотность. Она уже измерена у дюжины из них: все они оказались газовыми гигантами.

С развитием методов наблюдения и по мере накопления данных обнаруживаются все менее массивные планеты. В 2000 году была открыта планета с массой Сатурна, а затем нашли планеты типа Урана и Нептуна. Первые указания на существование скалистой планеты появились в 2007 году. Стефан Удри с коллегами из Женевской обсерватории сообщили об открытии двух маломассивных планет, обращающихся вокруг звезды Глизе 581 (Gliese 581). Более крупная из планет в 7 раз массивнее Земли и движется по орбите радиусом 0,22 а. е. Вторая планета с массой 5 масс Земли обращается на расстоянии всего 0,07 а. е. от звезды; ее орбитальный период равен 13 суткам. Эта планета представляет особый интерес, поскольку на таком расстоянии от звезды вода может быть жидкой. Так что ледяная планета практически исключается; газовая планета маловероятна из-за небольшой массы; остается только планета из горных пород, которая может иметь жидкую воду (или вообще не иметь воды).

Заметим, что прохождения планеты перед диском звезды дают и другую важную информацию. Сравнивая спектр звезды во время прохождения со спектром, полученным между прохождениями, можно заметить два различия. Во-первых, небольшое уменьшение полного потока. Во-вторых, если часть света поглощается в атмосфере планеты, то при этом могут появиться некоторые дополнительные спектральные линии. Этот эффект очень мал. Но если он будет обнаружен, то расскажет нам о составе, температуре и плотности атмосферы планеты.

Дебра Фишер (Государственный университет, Сан-Франциско) и Джеф Валенти (Институт космического телескопа) в 2005 году обнаружили, что наличие у звезды планет сильно зависит от металличности (обилия железа относительно водорода) самой звезды. С ростом обилия железа возрастает и доля звезд с планетами. При обилии железа, равном половине солнечного, лишь 2 % исследованных звезд имеют планеты. А у звезд с обилием железа вдвое большим, чем на Солнце, планеты обнаруживаются в 10 % случаев. Это вполне объяснимо в рамках наших представлений о формировании планет. Чтобы газовая планета набрала массу, в аккреционном диске должны быть льды. Для образования льдов нужен кислород, содержание которого возрастает вместе с металличностью.

С другой стороны, низкая металличность не исключает существования планет. Их обнаружили и у звезд, бедных металлами. Крайние примеры — звезда-гигант НD 47536 и звезда главной последовательности НD 155358. Обилие металлов у них впятеро ниже солнечного, но обе они имеют по две планеты.

Двойные звезды и планеты.

Если третье тело, скажем, планету, поместить на случайную орбиту в двойной звездной системе, то весьма вероятно, что рано или поздно она будет выброшена из этой системы. Однако существуют некоторые семейства динамически устойчивых орбит, на которых планеты могут находиться очень дол го. Тесные двойные могут иметь общую планетную систему, где планеты обращаются по орбитам, воспринимая двойную звезду как единое «ядро». В очень широких двойных каждая из звезд может иметь собственную планетную систему. Но вообще в двойной системе возможны и совершенно особенные типы планетных орбит. Некоторым из них требуются определенные пределы для масс компонентов. Например, если легкий компонент двойной звезды в 26 или более раз уступает по массе более тяжелому компоненту, то возможны орбиты троянского типа. Такие орбиты известны в Солнечной системе и связаны с каждой из планет-гигантов. Астероиды-троянцы движутся вблизи точек равновесия, образующих равносторонний треугольник с двумя более массивными компонентами — Солнцем и планетой-гигантом. Существуют и другие типы стабильных орбит, но мы не станем сейчас углубляться в детали.