Науково-популярні статті з різних галузей астрономії

Світи навколо інших зір

А. П. Відьмаченко

доктор фізико-математичних наук

Головна астрономічна обсерваторія НАН України

ВСТУП

Існування Сонячної системи з її вісьмома великими планетами, кількома десятками супутників навколо них, численними малими планетами та кометами — незаперечний факт. Однак дослідників завжди цікавило питання про наявність планет навколо інших зір нашої Галактики. Із законів теорії ймовірності незаперечне випливає, що коли врахувати розміри Галактики, то наша Сонячна система не може бути унікальною у Всесвіті. За наближеними оцінками, у тій частині Всесвіту, яку астрономи спостерігають у найпотужніші телескопи, є 50 млрд галактик, найбільші з котрих містять по декілька тисяч мільярдів зір. Таким чином, у Всесвіті (його можливий вік — приблизно 14 млрд років) щогодини мало б утворюватися близько одного мільйона планетних систем. Проте довго залишалося відкритим питання про саму можливість виявити позасонячні планети шляхом прямих астрономічних спостережень. Тільки в жовтні 1995 р. група астрономів повідомила, що на основі таких спостережень, здобутих наприкінці 1980-х рр. і впродовж 1990-х рр., відкрито вісім планет, які обертаються навколо зір сонячного типу (про можливе існування системи з трьох планет біля пульсара PSR 1257+12 повідомлення з’явилося ще 1992 року).

МЕТОДИ РЕЄСТРАЦІЇ НАВКОЛОЗОРЯНИХ ОБ’ЄКТІВ

Саме в 90-ті рр. минулого сторіччя пошуку позасонячних планет (екзопланет) приділяли значну увагу. Основними методами під час таких досліджень є: астрометрична реєстрація; здобування прямих зображень; метод покриттів, або фотометричний; спостереження в інфрачервоному діапазоні; дослідження радіальних швидкостей зір.

В астрометричному методі для визначення власного руху вибраної зорі, що зацікавила вчених, залучають поруч розташовані зорі як контрольні реперні точки. Якщо навколо досліджуваної зорі обертається масивне тіло, то можна спостерігати її видиме зміщення в картинній площині відносно спільного центра мас.

Прямий метод базується на тому, що планети відбивають світло зорі, навколо якої вони обертаються. Планети практично не випромінюють власного світла, і те, що в нічному земному небі ми бачимо деякі планети, є результат відображення ними сонячних променів. Аналогічно планети навколо інших зір також віддзеркалюють випромінювання своїх центральних світил. Тому в принципі цей метод можна застосовувати для реєстрації відбитого світла від позасонячних планет. Очевидно, що за його допомогою можна виявити тільки планети з надзвичайно великими лінійними розмірами. Головна проблема такої методики полягає в тому, що зоря набагато яскравіша від планети.

Фотометричний метод (або метод покриттів) застосовують для реєстрації змін яскравості зорі в той винятковий момент, коли планета під час свого руху по орбіті покриває зорю. Зміни яскравості зорі можуть вказувати на наявність біля неї планетного тіла.

Ще одну методику розроблено спеціально для інфрачервоного інтерферометра Кекської обсерваторії — диференціальним способом можна зареєструвати позасонячну планету й навіть здобути деякі її характеристики безпосередньо зі спостережуваного спектра. Цей підхід ґрунтується на існуванні відмінностей між відносно «гладким» інфрачервоним спектром зорі та спектром планети із сильними смугами поглинання в інфрачервоній ділянці, які зумовлені наявністю, наприклад, води й метану.

Серед такого розмаїття методів, розроблених, щоб підтвердити існування планетного тіла, у наш час вирізняється явний лідер — вимірювання радіальних складових швидкості переміщення зір на основі доплерівського методу вимірювання зміщень спектральних ліній. Саме цим методом зареєстровано практично всі відомі тепер екзопланети, а наявність деяких із них підтверджено або астрометричним методом, або фотометричним. Радіальна швидкість, котру визначають за доплерівським зміщенням ліній у спектрах зір, — це складова швидкості зміщення, узята по прямій, яка з’єднує зорю та спостерігача. Коли зоря наближається до нас, то весь її спектр зміщено до його синього краю (так зване синє зміщення) і величина швидкості від’ємна. Якщо ж зоря від нас віддаляється, то її спектр зміщується до червоного краю (червоне зміщення) і величина швидкості додатна. Таким чином, спостерігаючи зсув спектральних ліній, можна визначити напрямок, у якому зміщується зоря. Якщо навколо зорі обертаються планети (навіть тільки одна), то її розташування в просторі змінюється відносно центра маси всієї системи. Спектр такої зорі матиме періодичний зсув то до червоного, то до синього краю. Інакше кажучи, наявність планетних тіл навколо зорі впливатиме на величину радіальної складової її швидкості. Слід зазначити, що таке збурення доплерівської швидкості дуже мале і тому його надзвичайно важко зареєструвати. У зв’язку з цим для описаного аналізу треба застосовувати високоспеціалізовані спектрометри, котрі дозволять реєструвати найменші доплерівські зміщення лінійчастого спектра зорі.

ЗОРІ З ПЛАНЕТАМИ

Тепер учені досить активно переглядають близько 2000 найближчих до Сонця та найяскравіших зір спектральних класів від А до М (точність визначення доплерівських швидкостей вища від 10 м/с). У результаті цих досліджень відкрито 120 позасонячних планет-гігантів навколо 105 зір (за станом на кінець лютого 2004 року). При цьому виявлено також перші планетні системи навколо 13 зір (тобто доведено наявність більш ніж однієї планети) і зареєстровано перше проходження екзопланети перед диском зорі. Таким чином, планети вже знайдено в більш ніж 5% досліджуваних зір.

Російський астроном Й. С. Шкловський (1916—1985) у своїй відомій роботі (Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — М.: Наука, 1987. — 320 с.) навів результати дослідження кратності для 123 найближчих до нас зір сонячного типу. Усі ці зорі видно неозброєним оком у північній півкулі неба, їхні відстані від Сонця менші від 25 пк. Виявилося, що 57 з них — це подвійні зорі, 11 — потрійні, три — четверні. Отже, майже 60% усіх зір сонячного типу є кратними.

У дійсності цей відсоток, мабуть, ще більший, оскільки через недостатню (на початку 80-х рр.) точність методики спектральних спостережень неможливо було спостерігати маломасивні компоненти кратних систем. Екстраполяція залежності кількості пар від відношення мас компонентів для різних періодів обертання зір (від 0,01 року до 100000 років) дає змогу стверджувати, що має бути понад 110 подвійних систем, де маса меншого компонента перевищує масу Юпітера. Іншими словами, оскільки відношення маси компонента до маси центральної зорі — достатньо малі величини, то практично всі зорі сонячного типу або кратні, або мають планети.

РОЗПОДІЛ ЗІР ІЗ ПЛАНЕТАМИ В ОКОЛИЦІ СОНЦЯ

Трохи більше ніж сотня зареєстрованих зір з планетами — це досить бідна вибірка з погляду використання її для дослідження статистичними методами. Проте ці зорі «розпорошено» по всьому небу, що дозволило нам вивчити їхній просторовий розподіл і порівняти його з аналогічним розподілом зір, розташованих близько біля Сонця, як в цілому, так і окремо для кожного спектрального класу та підкласу. Аналіз наявних даних показує, що 97 зір із 105 — яскравіші за восьму зоряну величину, 89 зір перебувають на відстанях менших від 50 пк. На рисунку наведено видимий на небі розподіл таких зір за галактичними довготою та широтою. Кружечками позначено ті зорі, стосовно яких ще тільки припускали (за станом на середину 2003 р.), що вони мають планети.

На рисунку наведено видимий на небі розподіл яскравих зір, що містяться від Сонця на відстанях, менших від 50 пк, за галактичними довготою та широтою. Кружечками позначено ті зорі, стосовно яких ще тільки припускали (за станом на середину 2003 р.), що вони мають планети.

Виконане нами ретельне дослідження повноти каталогу НІРРАRСОS відносно залежності кількості зір як відвідстані до Сонця, так і від візуальної зоряної величини показало, що каталог є повним тільки для зір яскравіших від 8-ї зоряної величини. У зв’язку з цим для наступного аналізу ми відібрали тільки зорі спектральних класів А0—К9, які яскравіші від 8,1 зоряної величини і перебувають на відстанях менших ніж 50,1 пк. Каталог НІРРАRСОS містить астрометричні та фізичні характеристики й тригонометричні паралакси для 117955 зір. Із них 17917 зір — подвійні, а 6763 зорі, імовірно, теж є подвійними. Аналіз розподілу зір із планетами та порівняння їх із рештою зір, характеристики котрих взято з каталогу НІРРАRСОS, дали змогу зробити низку висновків, які наводимо нижче.

1. Приблизно в 5% досліджуваних зір виявлено планети.

2. Із 105 зір 69 (тобто близько 70%) — це зорі спектрального класу О. Указуючи на цей факт, чимало дослідників робить висновок, що планети слід шукати переважно біля зір вказаного спектрального класу. На нашу думку, здобутий результат, найімовірніше, можна пояснити тим, що понад половину з 2000 зір, досліджуваних у наш час, — це саме О-зорі, котрим постійно приділяють надзвичайну увагу.

3. Зорі з планетами містяться на небі нерівномірно. На рисунку видно, що екзопланет майже зовсім немає в широкій зоні: 90° —150° за довготою і -20° — +90° за широтою. Можна виділити ще три великі зони, де практично відсутні зорі з планетами: перша простягається за довготою від 80° до 260° й за широтою від -45° до південного полюса; друга — від 0 до 250° за довготою й за широтою від +50° до північного полюса; третя — від 0 до 50° за довготою й від південного до північного полюса, за винятком декількох зір у вузькій екваторіальній смузі.

4. На основі аналізу даних найповнішого каталогу «Тіхо-2» можна зробити такий висновок. Здобуття надійної інструментальної можливості проводити пошук планет поблизу зір з блиском хоча б до 12-ї зоряної величини збільшить кількість зір із зареєстрованими біля них планетами щонайменше в 25 разів. Тобто при вказаному вище процентному співвідношенні зір із планетами (5%) розширення кількості програмних зір дозволить відкрити ще приблизно 2300 позасонячних планет-гігантів. При цьому особливу увагу слід звернути на зорі спектральних класів F5—F8, G0, G2, G5, G8, К0, оскільки саме ці зорі становлять понад 70% від загальної кількості зір нашого найближчого оточення.

На нашу думку, той факт, що більша частина відкритих тепер екзопланет має періоди обертання навколо центральних світил менші від 1,5 року, можна пояснити відносно невеликим часом моніторингу (патрулювання) зір з планетами-гігантами (приблизно 7—8 років). Так, наприклад, для «відкриття» Юпітера біля Сонця знадобилося би приблизно (12 років) х (2—З періоди) = 24—36 років безперервного патрулювання. Таким чином, моніторинг цих же 2000 зір протягом 10—15 років може принаймні потроїти кількість виявлених біля них планет.

ПЛАНЕТИ БІЛЯ ЗІР ТИПУ 51 PEG

Найнезвичайніші з позасонячних планет — ті, що обертаються навколо так званих зір типу 51 Реg. Спочатку до них належало тільки декілька зір: сама зоря 51 Реg, а також зорі τ Воо, 55 Сnс, υ Аnd. Періоди обертання планет навколо них дорівнюють відповідно 4,2, 3,3, 14,7, 4,6 земної доби. Дослідження доплерівського зміщення ліній поглинання, які відповідають спектрам азоту, заліза й кальцію, показали, що спостережені дані дають майже ідеальну синусоїдну доплерівську криву. Це свідчить про практично колові орбіти цих планет. У середині 2002 р. була відома вже 21 така короткоперіодична планета, серед них 14 мають майже колові орбіти з ексцентриситетами від нуля до 0,05. Радіуси орбіт цих планет менші ніж третина відстані між Меркурієм і Сонцем, діапазон мас — від 0,12 маси Юпітера (біля зорі НD 49674) до чотирьох мас Юпітера (біля зорі Сlіеsе 86). До короткоперіодичних (8,43 доби) належить і масивний (13,75 маси Юпітера) об’єкт біля зорі НD 162020.

Саме ці позасонячні планети-гіганти з малими періодами обертання є найцікавішими для нас, оскільки вони категорично не вписуються в загальноприйняту тепер теорію планетного формування. Згідно з цією теорією виникнення таких планет-гігантів, як Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун, можливе тільки у відносно холодній околиці протопланетного диска на відстанях понад 5 а. о. від центральної зорі. У наш час неможливо пояснити формування планет у газово-пиловому диску як дуже близько до зорі, так і дуже далеко від неї. Це пов’язано з відсутністю задовільного фізичного механізму, котрий може викликати інтенсивну акрецію або при дуже низьких, або при дуже високих температурах.

ЕКЗОПЛАНЕТНІ СИСТЕМИ

З-поміж 105 зір, навколо котрих обертаються планети, 13 мають планетні системи: в 11   з них виявлено по дві планети і в двох (біля υ Аnd та біля 55 Сnс) — по три. Орбіти 12 планет лежать на відстанях понад 2 а.о. від центральних світил. Проте тільки у випадку зорі 47 UMа обидві її планети обертаються по майже колових орбітах і в той же час перебувають саме на тих відстанях, де, згідно з загальноприйнятою теорією формування планет, і мають бути планети-гіганти.

ОСНОВНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЕКЗОПЛАНЕТ

Практично всі відкриті екзопланети — це планети-гіганти, подібні до Юпітера. Діапазон їхніх мас — від 0,12 маси Юпітера (НD 49674) до 11,9 маси Юпітера (НD 136118). Біля зір НD 162020 і НD 168443 знайдено супутники з нижніми межами маси, що становлять 13,75 маси Юпітера та 17 мас Юпітера, однак деякі спостерігачі вважають, що ці об’єкти є коричневими карликами.

Наші дослідження показали, що близько 20% екзопланет перебувають на відстанях, котрі не перевищують відстань між Меркурієм і Сонцем, тобто 0,39 а.о. Найближча планета (0,038 а.о.) — біля зорі НD 83443, а найдальша (6,01 а.о.) — у багатопланетній системі біля зорі 55 Сnс.

Розподіл кількості зір за ексцентриситетами показує яскраво виражену особливість. Так, орбіти понад 60% позасонячних планет мають досить великі ексцентриситети. Цей факт учені пояснюють дією найрізноманітніших механізмів, серед яких найімовірніші за сучасними уявленнями — гравітаційне розсіяння іншими планетами, іншими зорями й протопланетним диском, за межами якого вони сформувались.

Аналіз співвідношення маси екзопланети й великої півосі її орбіти показує, що планети переважно групуються навколо трьох максимумів на відстанях 0,04—0,25, 1,0 і 2,5 а.о., причому в кожному з них є планети з масами як близькими до юпітеріанської, так і на порядок більшими.

Джерело: Астрономічний календар 2005, с. 209—213