Попытки обнаружить экзопланеты путем измерения положения и скорости звезд

В результате обнаружения новых планет в Солнечной системе мысль о возможности поиска планет вблизи других звезд перестала быть крамольной. Астрономы ожидали, что могут существовать иные планетные системы, вероятно, похожие на нашу, но понимали, что найти такие планеты — Внесолнечные планеты, Или Экзопланеты — Будет очень трудно. Четыре ближайшие к Солнцу планеты (Мерку­рий, Венера, Земля и Марс) — очень маленькие каменистые тела, причем масса наиболее крупной из них — Земли — составляет всего 1/300 ооо массы Солнца. Четыре внешние планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) — газовые гиганты, но масса даже самого массивного из них — Юпитера — равна всего лишь 1/1000 массы Солнца.

>

Согласно третьему закону Ньютона, действие равно противо­действию, а это означает, что если Солнце вынуждает планеты обра­

Щаться вокруг него, то и планеты в свою очередь заставляют Солн­це двигаться. Сильнее других планет на Солнце действует Юпитер. Если смотреть на Солнечную систему извне (32.1), то его влия­ние проявляется в том, что Солнце то приближается к внешнему на­блюдателю, то удаляется от него со скоростью 13 м/с. По сравнению с орбитальной скоростью Юпитера (13 км/с) это мизерная, но все же измеримая величина.

Если же говорить о наблюдаемом положении на небе, то, пока Юпитер делает оборот по своей орбите радиусом 5 а. е., Солнце обращается по гораздо меньшему (5/1000 а. е.) кругу вокруг их общего центра масс. Эти два небольших эффекта — скоро­сти и положения — дают нам способы обнаружения планет вблизи других звезд. Отметим, что эффект скорости становится заметным только в том случае, если орбита экзопланеты ориентирована к нам почти ребром.

Считалось, что изза слабости эффектов для их измерения при­дется наблюдать звезду в течение многих орбитальных оборотов планеты. Практически это было невозможно до появления компью­теров и новых технологий. Однако первые заявления об открытии экзопланет были сделаны еще в XIX веке. Тогда применяли Астрометрический Метод: пытались точно и многократно определять положение звезды в надежде заметить небольшие изменения в ее положении вследствие взаимного орбитального движения звезды и планеты.

Особенно популярной в этом смысле оказалась двойная звезда 70 Змееносца. В 1855 году капитан У. С. Джекоб (У/. 8. ЛасоЬ) из обсерватории ОстИндской компании в Мадрасе сообщил, что аномалии в орбитальном движении пары звезд делают «очень вероятным» наличие планеты в этой системе. В 1890х годах уже знакомый нам Томас Си из Морской обсерватории США утверждал, что орбитальные аномалии указывают на присутствие темного тела, обращающегося вокруг одной из звезд 70 Змееносца с периодом 36 лет. Сейчас все это признано ошибкой наблюдателей.

Как мы уже знаем, планета типа Юпитера, обращаясь вокруг звезды типа Солнце на расстоянии 5 а. е., должна сдвигать звезду примерно на 0,005 а. е. Если наблюдать с расстояния 2 пк (около 413 ооо а. е.), то такое движение будет соответствовать угловому по­качиванию звезды на 0,0025 (менее одной миллионной доли гра­дуса) с 11летним орбитальным периодом планеты. Это соответству­ет примерно одной тысячной размера изображения звезды, размы­того атмосферной неоднородностью при наблюдении с наземной обсерватории. Звезды какого типа желательно наблюдать, чтобы за­метить столь малые колебания? Ясно, что звезда должна находиться как можно ближе Солнцу, чтобы наблюдаемый угол покачиваний был максимальным.

Шанс обнаружить планету возрастает при на­блюдении красных звезд главной последовательности, масса кото­рых меньше, чем у Солнца, а значит, амплитуда колебаний больше. Низкая яркость такой звезды дает дополнительное преимущество, так как ее изображение меньше размывается, а значит, точнее мож­но измерить его положение.