Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв

TESS же находится на вытянутой геоцентрической орбите, которая к тому же наклонена к плоскости эклиптики. Вместо того чтобы смотреть лишь в одном направлении, телескоп сканирует почти весь небосвод с перекрывающимися полями зрения (подобно тому, как друг друга перекрывают лепестки цветка). Благодаря «Кеплеру» мы узнали, что планеты есть практически у каждой звезды, поэтому TESS ищет их у наиболее близких (до 300 св. лет) и ярких звезд. Каждые 27 суток телескоп переключается на новый сектор обзора северной или южной широты (всего их 26). В первый год работы составлялась карта неба северного полушария, во второй – южного. Участки неба, близкие к полюсу, наблюдаются дольше, чем 27 суток: некоторые – 54, некоторые – 81 и так далее. Зона полюса при таком режиме находится под постоянным наблюдением почти весь год. С одной стороны, это поможет обнаружить планеты, орбитальные периоды которых больше 27 суток, а с другой – потенциально полезно для будущей миссии телескопа «Джеймс Уэбб» (на момент написания этих строк многострадальный телескоп все еще находится на Земле) – ему тоже предстоит постоянно обозревать небо в полярной области.

В наследство от TESS мы получим каталог ближайших и самых ярких звезд с транзитными экзопланетами, окружающими Землю. Ожидается, что TESS обнаружит тысячи экзопланет, причем десятки или даже сотни из них будут размером с Землю. Эти планеты станут отличными объектами для подробных исследований в ближайшие десятилетия. Вообще, если голубая мечта человечества – найти жизнь во Вселенной, то обнаружение планет, максимально похожих на Землю, – первый шаг к ее осуществлению, и это одна из главных задач телескопа TESS. Он позволит не только находить экзопланеты и классифицировать их, но и изучать различия между планетами, принадлежащими к одному и тому же классу, определять состав их атмосфер, обнаруживать экзопланетные луны, следить за динамикой планет и оценивать их приливные взаимодействия.

Транзитный метод помог человечеству найти больше экзопланет, чем любой другой, однако, несмотря на простоту идеи, лежащей в его основе, астрофизики должны быть очень осторожны в его реализации, поскольку есть много аспектов, которые нужно учитывать, чтобы не совершить ошибку. Например, транзитный метод, как уже было сказано, позволяет вычислить наклон плоскости эклиптики к линии взгляда с Земли. Но диапазон углов, с которых планета может быть видна, небольшой. Планеты в системах, плоскости эклиптики которых имеют наклоны вне этого диапазона, просто не обнаружимы транзитным методом. Чем дальше планета находится от своей звезды, тем меньше шанс ее заметить. Для инопланетян, наблюдающих нашу систему из случайного места во Вселенной, существует шанс в 0,76 % заметить прохождение Меркурия, 0,3 % – Земли, 0,031 % – Сатурна и 0,0098 % – Нептуна. Эти цифры приведены без учета размеров планет, которые, конечно же, вносят свои коррективы. Легче всего обнаружить крупные планеты. Телескоп «Кеплер», просто в силу своих технических характеристик, не смог бы зафиксировать ни одну планету размером с Меркурий или Марс около солнцеподобных звезд (возле красных карликов обнаружить несколько таких планет ему удалось, например Kepler 138 b). А для инопланетянина, изучающего Солнечную систему, даже транзит Венеры остался бы незамеченным, если бы этот инопланетянин использовал телескоп, по техническим характеристикам похожий на «Кеплер». Зато транзит Юпитера или Сатурна, который вызывает изменение яркости Солнца около 1 %, уже легко заметить. Возможно, инопланетянин бы посчитал, что возле нашего Солнца вращаются только газовые гиганты. С помощью TESS же Венера и Земля могли бы быть обнаружены.

Также в числе того, что может помешать обнаружить планету, просто недостаток времени. «Кеплер» изучал небо в течение девяти с половиной лет, а период обращения Сатурна вокруг Солнца, например, равен 29 годам. Чем дальше планета от своей звезды, тем больше этот период. «Кеплер» мог просто не заметить планету, год на которой больше, чем время его работы. Таким образом, транзитный метод более чувствителен к крупным и близким к звезде экзопланетам. Стоит ли удивляться, что мы до сих пор находим так много горячих юпитеров?

Если нам удается увидеть провал блеска звезды, то на самом деле и это не означает, что мы обнаружили экзопланету. Например, это может быть изменчивость блеска самой звезды или даже пятна на ее поверхности. Последние, являясь более холодными областями на звездах, светят менее ярко, чем окружающие их участки видимой звездной поверхности. У каждой звезды есть циклы активности: у Солнца один из самых важных циклов составляет 11 лет. И на его пике число солнечных пятен максимально. Далекий инопланетянин может принять такое большое темное пятно за планету.

Среди причин ложного обнаружения экзопланет преобладают затмения в двойных звездных системах. Подобные ошибки связаны с разрешающей способностью телескопов. Когда одна звезда закрывает собой другую, приходящий поток света меньше, чем когда звезды ничем не перекрыты. Если же разрешающая способность телескопа не позволяет ему отличить две звезды от одной, то он может принять двойную систему за транзит экзопланеты. Из всего этого становится понятно, что у транзитных телескопов имеется много возможных причин для ложного срабатывания, и поэтому нужна процедура верификации данных, обрабатывающая сигналы, исключающая неизбежные ошибки и уверенно подтверждающая или опровергающая существование экзопланет.

Звезда, в свете от которой наблюдается провал яркости, становится объектом интереса (обознается как KOI, Kepler object of interest, что значит «Объект интереса для телескопа “Кеплер”», и TOI для телескопа TESS). Потом начинается долгий процесс проверок. Сначала проводятся дополнительные наблюдения за звездой методом радиальных скоростей, сложные фотометрические процедуры. Это нужно, чтобы исключить возможность ложного срабатывания, различного рода помехи и двойные звездные системы. Если звезда успешно проходит этот этап, вероятная планета возле нее признается кандидатом в экзопланеты. Далее за дело берутся наземные телескопы. Сигнал от звезды еще раз проверяется, и теперь исключаются все возможные процессы, которые могли вызвать «проседание» блеска звезды. Наземные телескопы позволяют также следить за звездами многие годы, что важно при обнаружении долгопериодических планет. Наблюдения одного провала яркости звезды недостаточно для подтверждения существования планеты. Необходимо как минимум три регистрации транзита, чтобы говорить более уверенно. Для некоторых систем, особенно с предположительно маленькими планетами, где все методы дают большую погрешность, применяется статистический анализ. Он позволяет ответить на вопрос, какова вероятность того, что данный сигнал вызван экзопланетой.

Комбинируя транзитный метод и метод радиальных скоростей, мы можем узнать размер, массу и плотность экзопланеты. Еще более интересные данные о ней нам может дать анализ спектра поглощения ее атмосферы. Чтобы получить спектр поглощения атмосферы, нужно из спектра звезды, по диску которого проходит планета, вычесть спектр «голой» звезды, без планеты. Полученный спектр – ценное знание. Атмосфера экзопланеты меняет характеристики падающего на нее света звезды. Излучение с одними частотами поглощается атомами в атмосфере планеты, а с другими – переизлучается. Чем больше интенсивность конкретной линии поглощения в спектре, тем больше концентрация соответствующего элемента в атмосфере экзопланеты. Зная состав атмосферы, можно уже довольно точно определить климатические условия на поверхности планеты.