Моя жизнь в астрономии

В дальнейшем мы в нашей группе стали заниматься исследованием затмений звезд экзопланетами (то есть внесолнечными планетами). Первой звездой, у которой доплеровским методом была открыта экзопланета, стала 51 Пегаса. В 1995 году швейцарские ученые Мэйор и Келос (будущие нобелевские лауреаты) открыли планету, обращающуюся с периодом 4,23 суток вокруг этой звезды. Масса этой экзопланеты равна 0,44 массы Юпитера (чтобы отличить планеты, обращающиеся вокруг других звезд, от планет Солнечной системы, их, как уже упоминалось, называют экзопланетами). К настоящему времени открыты многие тысячи экзопланет вокруг ближайших звезд. Эти открытия стали возможными лишь в последнее время, благодаря резкому повышению точности измерения лучевых скоростей звезд, вплоть до значения ~ 1 м/с. Наличие экзопланеты приводит к тому, что центральная звезда, обращаясь вокруг общего центра масс, периодически меняет свою лучевую скорость. Например, лучевая скорость Солнца переменна с полуамплитудой ~ 13 м/с, причем в эту величину 12,5 м/с вносят гравитационные возмущения от Юпитера. Большим успехом в исследовании экзопланет было открытие затмений звезд экзопланетами. Если угол наклона плоскости орбиты экзопланеты к картинной плоскости близок к 90°, экзопланета, проектируясь на диск звезды, может привести к наличию затмения – небольшому, глубиной порядка 1–2% понижению блеска звезды. Причем, когда экзопланета перемещается по диску звезды, она затмевает то ее краевые зоны, яркость которых понижена из‑за эффекта потемнения к краю, то центральные части. В итоге затменная кривая блеска несет ценную информацию не только о радиусах звезды и экзопланеты, но и о потемнении к краю диска затмеваемой звезды. А потемнение к краю отражает внутреннюю структуру звездной атмосферы, в частности распределение (возрастание) температуры с глубиной. Обычно при анализе кривых затмения звезд экзопланетами авторы обращают главное внимание на определение радиуса звезды, радиуса экзопланеты и наклонения орбиты экзопланеты, а значения коэффициентов потемнения к краю для затмеваемой звезды считаются известными из теоретических моделей тонких звездных атмосфер. Знание наклонения орбиты позволяет из спектральных доплеровских наблюдений определить массу планеты и абсолютное значение радиуса орбиты экзопланеты. Это позволяет радиус экзопланеты, выраженный в относительных единицах, пересчитать в абсолютные единицы. Знание радиуса и массы экзопланеты позволяет найти среднюю плотность планеты. Если средняя плотность близка к ~ 1 г/см³, то планета в основном состоит из газа (подобно Юпитеру). Если же средняя плотность близка к 4–5 г/см³, то планета, подобно Земле, состоит из каменных пород.

К настоящему времени благодаря деятельности коллективов ученых из разных стран накоплен богатый материал по физическим характеристикам многих экзопланет. У многих звезд открыты целые системы из нескольких экзопланет. Оказалось, что большинство этих систем совсем не похожи на нашу Солнечную систему, что ставит перед современной космогонической наукой новые задачи. Планируется запуск специальных космических интерферометров с очень высоким угловым разрешением и контрастом, чтобы получить спектры атмосфер экзопланет с целью поиска в этих спектрах линий кислорода, озона, метана и воды – верных признаков наличия органической жизни на планете. Особенно интенсивно наука о затмениях звезд экзопланетами стала развиваться в связи с запуском специальных космических обсерваторий COROT (Европейское космическое агентство) и Kepler (NASA). Эти обсерватории позволяют получать кривые блеска при затмении звезд экзопланетами с беспрецедентно высокой точностью – вплоть до 10^-5 звездной величины.