Наше место в этом мире
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Исследование Солнечной Системы - Вселенная и Солнечная система
 Жизнь звезд
"Чужие планеты"
Страница: "Чужие планеты", Миры у двойных звезд;
Наше место в этом мире

Млечный путь - шаша Галактика

История открытий

    На 2005 год в нашей Галактике было открыто более 150 планет подобных Юпитеру (или даже больше по размерам). Некоторые могут задуматься почему же так мало открыто или почему открыты только большие планеты? Неужели только наша Солнечная система такая особенная? Нет. Все объяснения по этому поводу приводятся в этой статье, которая объясняет трудности с какими сталкиваются современные астрономы при поиске планет.
Планеты чужих звездных систем
 
Образование звезды (краткое изложение)
    Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. Позже было выяснено, что некоторые туманности связаны с рождением звезд. К середине XIX в. физики могли применить к звездам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звезды не могут светить вечно. С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвездного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звезд. Ведь горячий газ стремится расшириться. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа. Итак, что же победит - давление или гравитация?
    Еще Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути темные провалы, которые он называл "дырами в небесах". В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашел около 200 темных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звездами. Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвездного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остается холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвездной среде в небольшом количестве (1% по массе) есть мелкие твердые частицы - пылинки, которые поглощают свет звезд. Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие "провалы" встречаются в областях звездообразования.
    В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил глобулы (черные пятна размером от 0,01 до 1 пк). Они ослабляют свет лежащих за ними звезд. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца. После открытия глобул появилось убеждение, что астрономы нашли предшественников звезд. Но это не так. Только созданные в 50-е гг. радиотелескопы позволили продвинуться в теории образования звезд. Был открыт разреженный межзвездный газ, концентрации газа в спиральных рукавах Галактики, отдельные крупные облака. Плотность газа в таких открытых облаках почти совпадала с критической массой коллапса. Как выяснилось, около половины межзвездного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд. Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. В таких гигантских молекулярных облаках и распологаются главные очаги формирования звезд.
    Снаружи молекулярное облако "покрыто" толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звезд разрушает хрупкие молекулы. Структура облаков постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звездным излучением, давлением магнитных полей. В разных частях облака плотность газа различается в тысячу раз. Когда плотность облака становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растет. Небольшие неоднородности усиливаются, и в итоге облако распадается на части, каждая из которых продолжает сжатие. При коллапсе возрастают температура и давление газа, но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет пыль, в темных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают ее в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. Наконец из-за увеличения плотности фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Коллапс плотной части облака продолжается несколько миллионов лет.


Образование звезд - начало эволюции (компьютерная модель)
Шар
1 - Шар межзвездного газа диаметром 1,2 светового года, перед тем как он рассыплется под собственной тяжестью, вызвав образование звезд. Более яркие участки имеют большую плотность газа. 2 - 61 000 лет спустя после начала распада, вызывающего образование звезд. 3 - 228 000 лет. Яркие участки стали плотнее и видны несколько звезд. 4,5 - 246 000 лет. Более яркие области стали гуще. Видны новые звезды и плотный газовый диск (в центре).
6 - 266 000 лет. Взаимодействия между молодыми звездами привели к тому, что некоторые из них были вытолкнуты из центра.
    Эта модель, одна из самых больших и сложных среди когда-либо разработанных, демонстрирует распад облака межзвездного газа, в результате чего образуется более 50 новых звезд. Астрономы с удивлением узнали, что образование звезд - процесс гораздо более хаотичный, чем принято думать. А начали они с газового облака шириной около 7 светового года. На модели того же облака, но 266 тысяч лет спустя, видно, что газ под действием сил притяжения собирается в плотную сферу, в которой начинается зарождение звезд. Они образуют группы, в которых одна звезда расположена так близко к другой, что, пока их рост продолжается, они как бы «танцуют» друг с другом. А кроме того, соперничают из-за оставшегося неиспользованным газа: звезды покрупнее собирают больше газа, чем те, что помельче, а самые маленькие и вовсе «вылетают» порой из группы. Причем эти «отщепенцы» зачастую оказываются вне группы еще до того, как они наберут достаточно газа для тогo, чтобы считаться «полноценными» звездами. И тогда они быстро теряют свой блеск, превращаясь в тусклых «коричневых карликов». Моделирование, продолжавшееся 100 000 часав, представило астрономам еще один сюрприз: когда «коричневых карликов» исключают из группы - они мстят, «воруя» внешний слой пылевых дисков, окружающих более крупных и жизнеспособных членов группы. Астрономы полагают, что именно пылевые диски служат материалом для образования планет. Но в конце моделирования выяснилось, что украдено столько материала, что формировать планеты не из чего. А из этого следует, что солнечные системы, подобные нашей, могут считаться редкостью.

    Превращение фрагмента в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает в миллион раз, а плотность в 1020 раз. Такая стадия называется протозвездой. В начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Облако по мере сжатия делается все менее прозрачным, что приводит к росту температуры. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло понемногу уходит наружу, протозвезда продолжает потихоньку сжиматься, а температура расти. Наконец температура достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. Протозвезда становится звездой. Формирующиеся и очень молодые звезды часто окружены газопылевой оболочкой - остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники. За определенное время оболочка успевает (у мало массивных звезд) частично осесть на звезду, а также сформировать околозвездный газопылевой диск. Эволюция массивных звезд протекает по-другому оболочка-кокон не превращается в протопланетный диск, а полностью разрушается и рассеивается.
Газопылевые диски у звезд
    До настоящего времени единственной хорошо изученной планетной системой является Солнечная система. Она включает девять больших планет и десятки тысяч мелких тел, обращающихся вокруг Солнца. Но Солнце по всем параметрам всего лишь обычная звезда (что мы уже выяснили в предыдущих разделах), и это внушает уверенность, что наша планетная система - не космическое чудо, не уникальное природное явление, а одна из многих подобных систем в Галактике. Вопрос о планетах вблизи других звезд уже несколько веков привлекает внимание ученых - ведь с ним связана проблема существования внеземной жизни, иных цивилизаций. Связь эта, впрочем, не прямая. Цивилизации действительно должны быть явлением редким. Наличие вокруг звезд планет, даже похожих на Землю, еще не означает, что на них есть жизнь. Однако изучение планет у других звезд важно и для правильного понимания космогонических процессов.
    Больше всего затрудняют поиск иных планетных систем гигантские расстояния до них. Так, расстояние до ближайшей к Солнцу звезды в 270 тыс. раз превышает расстояние от Земли до Солнца (астрономическая единица). Если бы у самых близких к Солнцу звезд были такие же планеты, как в Солнечной системе, и они так же освещались лучами своих "солнц", то даже планета величиной с Юпитер выглядела бы с Земли слабой звездочкой 24-26-й звездной величины. В принципе наблюдения столь слабых источников доступны крупнейшим телескопам, но в данном случае их излучение тонуло бы в свете рядом расположенной звезды, яркость которой в сотни миллионов раз выше, чем у планет. Тем не менее разработано несколько методов поиска планет у сравнительно близких звезд. Некоторые из них уже успешно реализуются.

Пылевой диск и планета
Обломки горных пород, обращающиеся вокруг далекого солнца на краю диска, из которого образовались планеты. На врезке показаны изображения таких дисков около двух близких звезд - AU Микроскопа (вверху слева, виден с ребра) и HD107146, полученные телескопом Хаббла. Эти данные вместе с ИК изображениями, полученными на космическом телескопе Спитцера, показывающими диски из обломков вокруг звезд с планетными системами.
ОБЛОМКИ ПОРОД

    Весомый, хотя и косвенный аргумент в пользу большой распространенности планетных систем был получен на космической обсерватории IRAS при наблюдении звезд в далекой инфракрасной области спектра, на длинах волн в десятки микрометров. Сами звезды слабо светят в этом спектральном диапазоне, но нагретая до небольших температур (десятки или сотни кельвинов) протяженная околозвездная среда может выглядеть ярким инфракрасным источником. Наблюдения показали, что от некоторых звезд (точнее, из их окрестностей) приходит инфракрасное излучение, источником которого служит диск, содержащий большое количество твердых пылинок. Но именно из газопылевого диска, когда-то окружавшего молодое Солнце, возникли Земля и другие планеты Солнечной системы. Не являются ли диски у звезд признаком того, что вблизи них образовались или образуются планеты?
    В одном случае, у сравнительно близкой к нам звезды Бета Живописца (ее светимость в десятки раз выше, чем у Солнца), излучение пылевого диска удалось обнаружить не только в инфракрасных, но и в видимых лучах - как наземными телескопами, так и на Хаббловском космическим телескопом. Наибольший интерес представляют газопылевые диски у формирующихся звезд - только в них может в настоящее время происходить зарождение планетных систем. В 90-е гг. на Хаббловском телескопе были впервые получены резкие изображения пылевых дисков вокруг целого ряда молодых звезд. Эти диски состоят из того же вещества, из которого сформировались сами звезды, - холодного молекулярного газа и пыли. Их видимые диаметры достигают нескольких сот астрономических единиц, так что вся наша планетная система - от Меркурия до Плутона - заняла бы только центральную, наиболее плотную часть такого диска.
    Конечно, наличие газопылевого диска - это еще не доказательство существования планет: если его плотность очень низка, планеты просто не смогут образоваться. Но сама распространенность дисков позволяет считать такой процесс весьма вероятным. Если эволюция происходит по тому же сценарию, что и в Солнечной системе, то со временем основная часть газа должна испариться, диск - стать прозрачным, а затем практически исчезнуть, оставив после себя семейство планет. Таким образом, следующий шаг в этих исследованиях - непосредственное обнаружение рядом со звездами типа Солнца тел с массами, характерными для планет. И этот шаг был сделан.
 
Методы поиска планет
    Первый способ поиска планет - классический, называемый обычно астрометрическим. Он уже давно опробован для поиска двойных звезд, где одна из составляющих имеет низкую яркость и ее нелегко обнаружить оптически. Планета, обращающаяся вокруг звезды, воздействует на нее своей гравитацией, отклоняя звезду от прямолинейного движения то в одну, то в другую строну. Измеряя траекторию движения звезды, можно выявить эти отклонения, если они не слишком малы. Интервал, с которым происходят такие колебания, должен равняться периоду обращения планеты. При известной массе звезды это позволяет определить расстояние от нее до планеты, которое связано с периодом через третий закон Кеплера. А зная размах колебаний, по закону всемирного тяготения не сложно вычислить и массу планеты. Колебания звезды, вызываемые планетой, однако, очень малы и их трудно измерить. Для реализации этого способа требуются большие оптические телескопы, а в перспективе и радиоинтерферометры.
    Второй метод обнаружения планет - прямое выделение их слабого оптического излучения. Чтобы свести влияние света самой звезды к минимуму, планируются наблюдения в инфракрасной области спектра, а также использование специальных оптических методов, называемых интерференционными, благодаря которым увеличивается способность телескопов разделять близкие источники света. Но этот прямой путь поиска планет также очень непросто реализовать.
    Первый впечатляющий результат был опубликован в 1995 г.: с помощью Хаббловского космического телескопа получено четкое изображение слабого источника рядом со звездой низкой светимости в созвездии Геркулеса, находящейся на расстоянии 19 световых лет от Солнца. Ее обозначают по номеру в каталоге ближайших звезд Глизе, поэтому принятое название звезды - Глизе 623, а ее спутника - Глизе 623-В. По светимости карликовая звездочка Глизе 623-В в 60 тыс. раз уступает Солнцу. Ранее существование этого маломассивного спутника предполагалось, исходя из точных астрометрических измерений траектории звезды. Глизе 623-В оказалась немного великоват для планеты: его масса как минимум в 40 раз превышает массу Юпитера. Это одна из самых маломассивных среди известных ныне звезд. Любопытно, что в спектре спутника найдены линии метана. Они наблюдаются в спектрах больших планет Солнечной системы, но не характерны для звезд. Наличие метана говорит о том, что видимая поверхность карликовой звезды нагрета совсем не до звездных температур - менее 1000 к. Подобных звезд обнаружено очень мало, и они, по-видимому, нечасто встречаются в природе. Их обычно именуют коричневыми карликами в отличие от многочисленного класса красных карликов - звезд более высокой массы и температуры.
    Третий путь, по которому идут исследователи, - это слежение за переменностью блеска большого количества звезд в течение долгого времени с целью уловить у некоторых из них специфический характер изменения яркости, выдающий присутствие планеты. Известны два механизма влияния на видимую яркость звезды. Один связан с так называемым микролинзованием. Планета, случайно оказавшаяся на одном луче зрения с какой-нибудь далекой звездой, искажает идущий от звезды световой поток своим гравитационным полем, в результате чего на короткое время (порядка суток) возрастает видимая яркость звезды. Гравитационное поле даже такой небольшой планеты, как Земля, может действовать подобно движущейся линзе и способно вызвать разовое изменение блеска звезды дальнего фона, попавшей на луч зрения. Но событие это маловероятно, поэтому для поиска такого микролинзования надо в течение ряда лет регулярно наблюдать миллионы далеких звезд в той области, где они очень тесно расположены на небе. Подобные наблюдения начаты в 90-х гг. Второй механизм действует когда планета проходит по видимому диску звезды, немного уменьшая световой поток.
    Четвертый способ, - это отслеживать изменение скорости звезды с точностью порядка 20-30 м/с, что вполне реально с использованием современной техники спектральных наблюдений. Притяжение планеты вызывает периодические изменения скорости звезды. Чем массивнее планета или чем ближе она к звезде, тем больше будет амплитуда этих изменений. Измерение скоростей основано на эффекте Доплера. Правда, по эффекту Доплера измеряется не полная скорость, а только лучевая, т.е. скорость приближения или удаления источника, и это рождает некоторую неопределенность в оценках. Но тем не менее именно таким путем была открыта первая планета у звезды типа Солнца.
 
Первые ласточки чужих звезд
    В 1995 г. шведские астрономы М. Мейор и Д. Гуелоз сообщили об обнаружении периодических колебаний лучевой скорости звезды с видимой звездной величиной 5,5. Эта звезда, известная как 51 Пегаса, является почти точной копией Солнца и удалена от нас на расстояние около 50 световых лет. Измеряемая скорость звезды периодически меняется на несколько десятков метров в секунду. Если это изменение скорости действительно связано с наличием планеты, то ее расстояние от звезды должно быть удивительно малым - всего 0,05 а.е., так что в Солнечной системе она располагалась бы глубоко внутри орбиты Меркурия. Период ее обращения чуть более четырех земных суток, а масса довольно значительна - порядка массы Юпитера. Сравнительно большая масса и маленький радиус орбиты облегчили обнаружение планеты.
    Вскоре это открытие подтвердили американские астрономы Дж. Марси и П. Балтер. На Ликской обсерватории они начали многолетние наблюдения 120 близких звезд типа Солнца или холоднее его, чтобы с предельно высокой точностью измерять колебания скоростей их движения, если таковые существуют. Эта программа поиска планет через несколько лет кропотливого труда начала приносить свои плоды. Точность измерения скоростей была доведена до 3-4 м/с. Вслед за 51 Пегаса колебания скорости, по-видимому связанные с планетами, были найдены у двух звезд типа Солнца 5-й звездной величины: 47 Большой Медведицы (период обращения планеты около трех земных лет, радиус орбиты около 2 а.е.) и 70 Девы (период около 3 земных месяцев, радиус орбиты 0,4 а.е.), а затем и у целого ряда других звезд.

Пылевой диск и планета
Фомальгаут находится на расстоянии 22-х световых лет от Земли. Она намного моложе нашего Солнца. Недавние наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне с помощью детектора, показали, что Фомальгаут окружен пылевым диском. Край диска искривлен, а в его центре находится дыра. Дыра в центре показывает, что пыль упала на внутренние планеты. Искривление края диска, вероятно, возникло в результате притяжения планеты, похожей на Юпитер или Сатурн.
ОБЛОМКИ ПОРОД

    Правда, из-за отсутствия данных об ориентации орбит можно оценить только нижний предел массы каждой планеты. Но уже сейчас ясно, что характерная масса найденных планет примерно такая же, как у Юпитера, или в несколько раз выше, т.е. эти объекты никак нельзя отнести к коричневым карликам. Теперь перед учеными встало множество новых проблем. Почему у одних звезд имеются планеты, сравнимые по массе с Юпитером, а у других (и таких оказалось большинство) - их нет? Как планеты-гиганты могли образоваться на близком расстоянии от звезды, а если они возникли дальше, что привело к уменьшению их орбит? Смогли ли близкие к звезде планеты сохранить свои газовые оболочки? Почему, как показали измерения, не все найденные планеты имеют круговые орбиты, некоторые движутся по довольно вытянутым эллипсам, хотя орбиты всех больших планет Солнечной системы очень близки к окружностям?
    Ясно одно: условия, в которых формировались планеты даже у звезд, похожих на Солнце, были различными, так что планетные системы у других звезд не обязательно являются копией нашей планетной системы.
    Наряду с планетами-гигантами вблизи звезд наверняка существуют и планеты земного типа. Но обнаружить их гораздо труднее - слишком малое влияние они оказывают на движение звезд. Впрочем, и их можно найти - в том случае, если эти планеты обращаются вблизи нейтронных звезд, наблюдаемых как пульсирующие радиоисточники - пульсары. В спектрах этих компактных звезд нет спектральных линий, более того, за редким исключением они вообще не видны в оптическом диапазоне. Но излучаемые ими радиоимпульсы имеют настолько строгую периодичность, что для них также можно использовать эффект Доплера: частота следования импульсов меняется по тому же закону, что и частота световых волн. Регистрируя моменты прихода радиоимпульсов, за месяцы или годы наблюдений можно отследить изменение лучевой скорости пульсара во много раз точнее, чем скорости обычной звезды оптическими методами, а следовательно, открыть планеты меньших масс, если они присутствуют в системе пульсара.
    Первое сообщение об открытии планетной системы вокруг пульсара появилось в 1992 г. Его сделал американский радиоастроном А. Вольжан, исследовавший на 300-метровом радиотелескопе на острове Пуэрто-Рико излучение пульсара PSR 1257+12. Анализируя изменение периодичности импульсов по данным многомесячных наблюдений, он пришел к выводу, что пульсар окружен орбитами как минимум трех планет. Две из них по массе в три с половиной раза превосходят Землю (уже не Юпитер!) и располагаются на расстоянии 0,36 и 0,47 а.е. от пульсара, а третья - с массой лишь немногим больше Луны - имеет радиус орбиты 0,19 а.е. Остается, правда, неясным, имеют ли эти планеты ту же природу, что и планеты Солнечной системы, или это "огарки" от некогда более крупных тел.
 


Что такое планета

    Как это ни странно, строгого определения планеты не существует. На качественном уровне здесь все ясно: планета - это тело с массой во много раз меньше массы известных звезд, которое светится отраженным светом близкой звезды. Но при попытке уточнить определение возникают сложности. Во-первых, у планет могут быть и свои (хотя и не термоядерные) источники энергии. Например, Юпитер излучает в инфракрасном диапазоне значительно больше энергии, чем получает от Солнца, но звездой при этом не является. Во-вторых, самое главное: при каком значении массы проходит граница между звездой и планетой. Известно, что многие звезды имеют небольшие и слабо светящиеся спутники - тоже звезды, но с массами всего в несколько десятых долей массы Солнца. Наверняка есть еще менее массивные и потому трудно обнаружимые объекты. Может быть, их правильнее считать планетами?
    Часто границу между планетой и звездой условно определяют как 13 масс Юпитера, или примерно 1/75 массы Солнца. Собственное излучение таких и меньших тел всегда будет крайне слабым, потому что даже в их раскаленных недрах температура недостаточна для начала термоядерных реакций, благодаря которым нагреваются и светят звезды. Если же масса газового шара окажется немного выше этого предела, то в его центре могут начаться самые низкотемпературные ядерные реакции с участием дейтерия, лития и бора (теоретические расчеты свидетельствуют, что температура при этом должна превышать миллион градусов). Такое тело уже считают звездой, а не планетой, даже если ее излучение остается необнаружимо слабым.

Картриджи hp суперзаправка картриджи.
2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru