Следовательно, на одной стороне Gliese 581 g царит пекло, на другой — ледяная пустыня, и только зоны «вечного рассвета» и «вечного заката» могут быть теоретически пригодны для обитания; и то — высказывались мнения, что из-за разницы температур на разных полушариях планеты, на её поверхности должны бушевать такие бури, что вероятность существования какой-либо жизни весьма и весьма низка.
Опять же, всё это теории и спекуляции. Факт тем временем остаётся фактом: из 504 известных на конец ноября планет ни одной «сестры-близнеца» Земли нет, большая часть относится к классу «горячих Юпитеров» и имеет очень вытянутые орбиты, мало похожие на те, на которых обращаются планеты Солнечной системы.
Почему такой «перекос» в данных? Причина — в методах поиска и возможностях современного астрономического оборудования.
Об этом и поговорим подробнее.
Основные методы поиска экзопланет
Поиск и наблюдение экзопланет, увы, куда более затруднительный процесс, нежели наблюдение звёзд, галактик, чёрных дыр и других что-нибудь излучающих объектов. Прямое наблюдение экзопланет в оптическом диапазоне или с помощью радиотелескопов — современных, во всяком случае, довольно затруднительно, а в подавляющем большинстве случаев — и просто невозможно.
Планеты не излучают собственный свет в видимом спектре — только отражённый. Большую часть энергии они отдают в инфракрасном диапазоне. Только с помощью очень чувствительных инфракрасных телескопов возможно прямое обнаружение таких небесных тел, при этом необходима ещё и сложная процедура «отделения зёрен от плевел» — то есть из суммарного излучения солнца и планеты необходимо вычитать излучение самого Солнца.
Всего четырнадцать планет были обнаружены с помощью прямых наблюдений — в оптическом или радиодиапазонах.
Поэтому чтобы найти большинство экзопланет используются косвенные методы. Самым очевидным из них, но отнюдь не самым эффективным стал метод наблюдения транзитов. Иными словами, если (ключевое слово — «если») экзопланета в какой-то момент оказывается точно между Землёй и своей звездой, то она, проходя через диск этой звезды, едва заметно её затмевает, что приводит к кратковременному падению светимости.
Фотометрические наблюдения позволяют построить график колебаний блеска звезды во времени, по которому затем вычисляется период обращения планеты и её радиус. Но: во-первых, доля экзопланет, сориентированных «ребром» своей орбитальной плоскости точно к Земле, очень невелика. Кроме того, «затмение» может длиться всего несколько часов, а следующего ждать приходится по нескольку дней, а то и месяцев или даже лет. К тому же, сколько-нибудь существенно падение блеска возможно лишь в том случае, если планета действительно крупная. В этом случае возникает новая проблема: надо доказать, что это именно газовый гигант, а не более тёмная карликовая звезда-компаньон или так называемый коричневый карлик — нечто среднее между газовыми гигантами и звёздами. Сейчас принято считать, что коричневый карлик — это объект с массой более тринадцати масс Юпитера.