Далёкие сёстры Земли (Амнуэль) - страница 2

Формально первой экзопланетой, существование которой было подтверждено независимыми наблюдениями, стала планета в системе оранжевого субгиганта Цефея. Формально — потому что наблюдения, проведённые в 1988 году канадскими астрономами Брюсом Кэмпбеллом, Гордоном Уолкером и Стефенсо-ном Янгом, подтвердились лишь 14 лет спустя, когда уже были открыты и каталогизированы десятки других экзопланет.

Первой экзопланетой, чьё существование было тогда же и подтверждено, стала громадная планета в системе звезды 51 Пегаса. Её масса превышает массу Юпитера, которая почти в 2,5 раза больше суммарной массы всех остальных планет Солнечной системы. Открыли её в 1955 году Мишель Майор и Дидье Келоз — сотрудники обсерватории Верхнего Прованса. Им повезло: планета расположена близко к своему солнцу (период обращения всего 4,23 суток) и обладает внушительными размерами. Так что обнаружить её было относительно легко.

Существует несколько способов. Наиболее простых — два. Первый: наблюдение лучевых скоростей звёзд. Способ известен давно, но раньше с его помощью искали не экзоплане-ты, а тёмные объекты звёздной массы в двойных системах. Ещё полвека назад астрофизики могли измерять лучевые скорости с точностью до нескольких километров в секунду. Этого было недостаточно, чтобы обнаружить экзопланету, масса которой невелика по сравнению с массой звезды, а поле тяжести очень слабо влияет на движение звезды, определяемое по смещению спектральных линий в результате эффекта Доплера^>*.

____________________

[^>* Эффект Доплера — изменение длины волны излучения вследствие движения источника излучения относительно наблюдателя (или движения наблюдателя относительно источника).]

Принцип, однако, одинаков: неважно, что искать — невидимую звезду или планету, в обоих случаях тяготение невидимого тела заставляет звезду двигаться неравномерно. Перемещаясь по орбите вокруг общего центра масс, она то удаляется от наблюдателя, то приближается к нему. Линии в её спектре смещаются (из-за эффекта Доплера) то в более длинную сторону, когда звезда удаляется, то в более короткую, когда звезда приближается. Эффект этот связан с периодом обращения двух тел — видимой звезды и тёмного объекта — вокруг общего центра масс.

Если известна масса видимой звезды, то по величине смещения линий, зная период обращения, можно определить массу невидимки. Чем больше смещение линий, тем массивнее невидимка. Естественно, большее смещение измерить легче и, значит, более массивное невидимое тело обнаружить проще. А чем меньше период обращения, тем легче наблюдать — не нужны очень длительные экспозиции. Если период составляет десятки суток, то, чтобы его зафиксировать, наблюдать нужно хотя бы пару сотен дней. Используя метод измерения лучевых скоростей, астрономы нашли множество двойных звёздных систем, а когда техника наблюдений позволила определять очень небольшие изменения скорости (метр в секунду и даже меньше), стало возможно открывать экзопланеты. Так была обнаружена уже упомянутая массивная планета в системе 51 Пегаса.