Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной - [27]

Если известен размер звезды, при использовании транзитного метода удается измерить радиус планеты, а в редких случаях определить и ее массу. На сегодняшний день известно несколько сотен планет, для которых одновременно известны и масса, и радиус (часто это требует использования двух разных методов наблюдений), что позволяет делать более надежные выводы о составе таких тел.

Наличие планет вызывает наблюдаемые периодические отклонения в движении компонент двойных звезд.

Самый первый объект планетной массы был обнаружен методом тайминга. Если мы наблюдаем периодический сигнал, то движение источника сигнала относительно барицентра из-за присутствия планеты будет приводить к сдвигу моментов прихода импульсов. Источником сигнала может быть, например, пульсирующий белый карлик, а может быть нейтронная звезда – радиопульсар. Именно у такого объекта PSR 1257 + 12 Александр Вольцшан (Aleksander Wolszczan) и Дейл Фрэйл (Dale Frail) в 1992 г. обнаружили три планеты малой массы.

Кроме того, наличие планет приводит к сбоям в периоде двойных систем, что также можно наблюдать. Примером является система NN Змеи, состоящая из красного и белого карликов. Тщательный анализ орбит звезд в этой двойной привел к выводу о существовании в ней двух планет-гигантов.

Несколько особняком стоит метод тайминга транзитов (transit timing variation). В данном случае сбои происходят во временах транзитов планет, что вызвано влиянием других (нетранзитных) планет в той же системе. Изменяется как время транзита, так и его длительность. Таким способом (в первую очередь по данным Kepler) открыто уже довольно много объектов.

Следующие два метода связаны с гравитационным линзированием. Массивные тела искажают вокруг себя геометрию пространства-времени. Поэтому свет, проходя мимо них, будет изменять направление своего движения. Если между нами и звездой-источником оказывается другая звезда или подобное массивное тело, то оно выступает в роли гравитационной собирающей линзы. Поэтому первый эффект связан с увеличением блеска звезды-источника.

Измерение кривой блеска при микролинзировании позволяет открывать невидимые маломассивные спутники звезд.

Характер кривой блеска при прохождении гравитационной линзы между источником и наблюдателем зависит от свойств линзы. Звезду можно считать точечной линзой. Однако если у нее есть спутник, то его присутствие отразится в кривой блеска при линзировании. Данный метод, называющийся фотометрическим микролинзированием, позволяет обнаруживать даже маломассивные спутники звезд. Первое такое открытие было сделано в 2003 г., и сейчас есть уже десятки планет, обнаруженных таким методом.

Преимуществом этого метода является возможность открывать планеты на далеких орбитах в несколько астрономических единиц (что соответствует орбитальным периодам в несколько лет) за короткое время. Но есть у этого метода и недостаток: микролинзирование – чаще всего одноразовое событие, и после его завершения мы не можем вновь наблюдать звезду-линзу и ее планеты (хотя есть и исключения, когда звезда-линза была затем обнаружена непосредственно).

Астрометрические наблюдения с помощью космических аппаратов и наземных интерферометров позволят открывать экзопланеты.

Кроме изменения блеска звезды-источника также изменяется ее положение. Ожидается, что космический телескоп Gaia («Гайя») позволит в ближайшее время обнаружить эффект астрометрического микролинзирования на нейтронных звездах и черных дырах. Потенциально высокоточные наблюдения в будущем могут позволить обнаруживать таким образом и объекты планетных масс, выступающие в роли линзы. В том числе и одиночные объекты планетных масс, по каким-то причинам оторвавшиеся от своих звезд или родившиеся сразу одиночными.

С космическим телескопом Gaia связывают еще один астрометрический метод поиска экзопланет. При вращении звезды вокруг барицентра системы можно обнаружить не только изменение ее лучевой скорости, но и собственно смещение. Разумеется, оно крайне мало, однако высокоточные измерения положения звезд должны позволить проведение таких измерений. По оценкам, точности приборов Gaia будет достаточно для этого. Также таким методом можно обнаруживать планеты, используя наземные интерферометры. Преимуществом такого подхода является то, что, зная массу звезды, можно непосредственно определить массу планеты.

Все перечисленные методы в некотором смысле являются косвенными, поскольку мы не видим планеты непосредственно, а измеряем эффекты, вызванные их присутствием. Однако существуют методы, позволяющие непосредственно увидеть свет далеких планет.

Первый такой метод связан именно с выделением вклада планеты в общее излучение звезды и ее спутников. Например, в случае транзитной планеты (если она является достаточно мощным источником собственного или отраженного излучения) мы можем увидеть не только падение блеска системы при транзите, но и рост блеска в те моменты, когда одновременно виден и весь диск звезды, и диск планеты. Таким способом удалось изучить свойства нескольких планет, например в системе Кеплер-70.

Вклад планеты можно выделить и изучая спектры. Линии, излучаемые планетой, во-первых, будут соответствовать другим скоростям и смещаться (из-за эффекта Доплера) относительно звездных линий. А во-вторых, по свойствам линий можно понять, что они связаны с относительно холодным веществом. Этот метод также успешно используется.