Экзопланеты и способы их обнаружения

МИНОБРНАУКИ РОССИИ

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

"Санкт-Петербургский государственный электротехнический университет "ЛЭТИ" им. В.И. Ульянова (Ленина)"

Факультет экономики и менеджмента

Кафедра физики

РЕФЕРАТ

По дисциплине "Концепции современного естествознания"

на тему "Экзопланеты и способы их обнаружения"

Выполнила:

Колисецкая Мария Владимировна

Санкт-Петербург

Оглавление

1. Экзопланеты и их виды

. Методы обнаружения экзопланет

. Интересные факты изучения экзопланет

Список литературы

1. Экзопланеты и их виды

Экзопланета - внесолнечная планета, вращающаяся вокруг звезды расположенной за пределами Солнечной системы. В отличие от звезд, планеты довольно тусклы и их обнаружение это довольно сложная задача. Они, как правило, на несколько порядков меньше по размеру, чем их материнские звезды. Поскольку они не излучают свет, а только его отражают, они в основном невидимы для оптических телескопов.

Классификация экзопланет по Сударскому - система классификации внешнего вида экзопланет-гигантов <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0-%D0%B3%D0%B8%D0%B3%D0%B0%D0%BD%D1%82> в зависимости от температуры их внешних слоев. Представление экзопланеты <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BA%D0%B7%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0> внешнему наблюдателю базируется на теоретической модели поведения атмосферы газового гиганта и данных о её химическом составе.

Многие свойства экзопланет изучены очень слабо, например, химический состав их атмосфер. Причиной этого являются невозможность непосредственного наблюдения экзопланет - большинство из них изучаются косвенным путём. И лишь единицы могут быть изучены путём спектрального анализа, в момент транзита <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%80%D0%B0%D0%BD%D0%B7%D0%B8%D1%82> перед своей звездой.

Класс I. Аммиачные <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D0%BC%D0%BC%D0%B8%D0%B0%D0%BA> облака

В этом классе у планет доминируют аммиачные облака, и эти планеты находятся во внешних регионах своей звёздной системы. Условием существования для этого класса планет является температура ниже ?120 °C. Температуры образования планет этого класса планет зависят от наличия слабой звезды (красный карлик <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B0%D1%81%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%BA%D0%B0%D1%80%D0%BB%D0%B8%D0%BA>), либо большого расстояния до звезды. Если масса планеты достаточно велика, она может самостоятельно разогреваться, и таким образом перейти в другой класс. В 2000 году не было известно ни одной планеты класса I кроме Юпитера и Сатурна. Затем, однако, были обнаружены экзопланеты, которые могут соответствовать классу I.

Класс II. Водные <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B4%D0%B0> облака

Поскольку для формирования аммиачных облаков температура газовых гигантов второго класса слишком высокая, она содержит преимущественно водные облака. Температура этих планет должна быть примерно ?20 °C, или ниже этого. Водные облака очень хорошо отражают свет. Облака на этих планетах во многом похожи на земные, но помимо этого в атмосфере планет много водорода <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B4%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%B4> и метана <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B5%D1%82%D0%B0%D0%BD>, что сильно отличает атмосферу планет от земной. Планеты этого типа представляют собой газовые гиганты, находящиеся примерно или немного дальше земной орбиты. Планеты этого типа в Солнечной системе отсутствуют, а возможные планеты в других звёздных включают: 47 Большой Медведицы b <https://ru.wikipedia.org/wiki/47_%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%9C%D0%B5%D0%B4%D0%B2%D0%B5%D0%B4%D0%B8%D1%86%D1%8B_b>.

Класс III. Безоблачные

Планеты, температура поверхности которых варьирует между 80 °C и примерно 530 °C, лишены облачного покрова, поскольку для образования водных облаков там слишком тепло, и облакам просто не из чего образовываться. [3] Вид этих планет голубо-синий, безликий, похожий на Уран <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A3%D1%80%D0%B0%D0%BD_(%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0)> или Нептун <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%B5%D0%BF%D1%82%D1%83%D0%BD_(%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0)>. Синий цвет обусловлен наличием метана и рэлеевского рассеяния <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D1%8D%D0%BB%D0%B5%D0%B5%D0%B2%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%B5_%D1%80%D0%B0%D1%81%D1%81%D0%B5%D1%8F%D0%BD%D0%B8%D0%B5> в атмосфере этих планет. В Солнечной системе газовый гигант этого типа должен был бы располагаться примерно на месте Меркурия <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B5%D1%80%D0%BA%D1%83%D1%80%D0%B8%D0%B9_(%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0)>. В верхней температурной зоне класса III в атмосфере планеты появляются тонкие перистые облака (выше 430 °C) из хлоридов <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A5%D0%BB%D0%BE%D1%80%D0%B8%D0%B4%D1%8B> и сульфатов <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%84%D0%B0%D1%82%D1%8B>. Типичным представителем планеты этого типа является 79 Кита b <https://ru.wikipedia.org/wiki/79_%D0%9A%D0%B8%D1%82%D0%B0_b>.

Класс IV. Планеты с сильными линиями спектров щелочных металлов <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A9%D0%B5%D0%BB%D0%BE%D1%87%D0%BD%D1%8B%D0%B5_%D0%BC%D0%B5%D1%82%D0%B0%D0%BB%D0%BB%D1%8B>

При повышении температуры газового гиганта свыше 630 °C доминирующим газом в атмосфере становится диоксид углерода <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B8%D0%BE%D0%BA%D1%81%D0%B8%D0%B4_%D1%83%D0%B3%D0%BB%D0%B5%D1%80%D0%BE%D0%B4%D0%B0> (а не метан). Помимо диоксида углерода, атмосфера этих планет состоит во многом из паров щелочных металлов, которые при таких температурах испаряются, что обуславливает наличие их сильных спектральных линий в атмосфере. Облаков в атмосфере этого типа не очень много, и в основном они состоят из паров железа и силикатов, хотя на спектральные линии это заметно не влияет. Цвет планет серый с небольшим оттенком розового, так как температура планеты достаточно высока, чтобы она стала светиться. Планеты этого класса весьма близки к своим светилам, так, для Солнца, газовый гигант должен находиться значительно ближе к Солнцу, чем Меркурий. Они, как правило, относятся к горячим юпитерам <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%BE%D1%80%D1%8F%D1%87%D0%B8%D0%B9_%D1%8E%D0%BF%D0%B8%D1%82%D0%B5%D1%80>. Типичным представителем планет этого класса является 55 Рака b <https://ru.wikipedia.org/wiki/55_%D0%A0%D0%B0%D0%BA%D0%B0_b>. Верхняя температурная граница для планет этого класса составляет примерно тысячу градусов по Цельсию.

Класс V. Кремниевые <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B5%D0%BC%D0%BD%D0%B8%D0%B9> облака

Очень горячие газовые гиганты, температура которых превышает 1100 °C, или же масса которых заметно ниже массы Юпитера <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D1%8B%D1%85%D0%BB%D0%B0%D1%8F_%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0> и при несколько меньших температурах, имеют сплошные облака, состоящие из паров железа <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%96%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D0%B7%D0%BE> и силикатов. К этому классу относятся наиболее горячие известные газовые гиганты, в том числе короткопериодические горячие юпитеры. Такие планеты столь близки к своим звёздам, что не только интенсивно отражают свет звезды, но и сами светятся красно-оранжевым светом. Цвет таких планет зеленовато-серый. Планет такого класса известно довольно много, так как их проще обнаружить. Самой известной планетой (и первой обнаруженной у обычных, «нормальных» звёзд) этого класса является 51 Пегаса b <https://ru.wikipedia.org/wiki/51_%D0%9F%D0%B5%D0%B3%D0%B0%D1%81%D0%B0_b>.

2. Методы обнаружения экзопланет

Планеты, обращающиеся около других звёзд <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0>, являются источниками очень слабого света в сравнении с родительской звездой, поэтому прямое наблюдение и обнаружение экзопланет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BA%D0%B7%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0> является довольно сложной задачей. Помимо значительной сложности обнаружения такого слабого источника света возникает дополнительная проблема, связанная с тем, что яркость родительской звезды на много порядков превышает звёздную величину <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B2%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D1%87%D0%B8%D0%BD%D0%B0> планеты, светящуюся отражённым от родительской звезды светом, и, тем самым, делает оптические наблюдения экзопланет сверхсложными для наблюдений. Из-за этого, только около 5% от всех экзопланет, обнаруженных к ноябрю 2011 года, наблюдались таким методом. Все остальные планеты найдены косвенными методами, заключающимися в обнаружении влияния планеты на окружающие тела.

1. Метод Доплера - метод радиальных скоростей

Метод Доплера (радиальных скоростей, лучевых скоростей) - метод обнаружения экзопланет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BA%D0%B7%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0>, заключающийся в спектрометрическом <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80> измерении радиальной скорости <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%81%D0%BA%D0%BE%D1%80%D0%BE%D1%81%D1%82%D1%8C> звезды. Звезда, обладающая планетной системой <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%81%D0%B8%D1%81%D1%82%D0%B5%D0%BC%D0%B0>, будет двигаться по своей собственной небольшой орбите <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D1%80%D0%B1%D0%B8%D1%82%D0%B0> в ответ на притяжение <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F> планеты. Это в свою очередь приведёт к изменению скорости, с которой звезда движется по направлению к Земле <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B5%D0%BC%D0%BB%D1%8F> и от неё (то есть к изменению в радиальной скорости звезды по отношению к Земле). Такая радиальная скорость звезды может быть вычислена из смещения в спектральных линиях <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BB%D0%B8%D0%BD%D0%B8%D1%8F>, вызванных эффектом Доплера <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D1%84%D1%84%D0%B5%D0%BA%D1%82_%D0%94%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B5%D1%80%D0%B0>.

Скорость звезды вокруг общего центра масс <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A6%D0%B5%D0%BD%D1%82%D1%80_%D0%BC%D0%B0%D1%81%D1%81> гораздо меньше, чем у планеты, поскольку радиус её орбиты очень мал. Тем не менее, скорость звезды от 1 м/с и выше может определяться современными спектрометрами <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80>: HARPS <https://ru.wikipedia.org/wiki/HARPS> (англ. <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D0%BD%D0%B3%D0%BB%D0%B8%D0%B9%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9_%D1%8F%D0%B7%D1%8B%D0%BA> High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), установленном на телескопе ESO <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%95%D0%B2%D1%80%D0%BE%D0%BF%D0%B5%D0%B9%D1%81%D0%BA%D0%B0%D1%8F_%D1%8E%D0%B6%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BE%D0%B1%D1%81%D0%B5%D1%80%D0%B2%D0%B0%D1%82%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%8F> в обсерватории Ла-Силья <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D0%B1%D1%81%D0%B5%D1%80%D0%B2%D0%B0%D1%82%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%8F_%D0%9B%D0%B0-%D0%A1%D0%B8%D0%BB%D1%8C%D1%8F> или спектрометром HIRES на телескопе обсерватории Кека <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D0%B1%D1%81%D0%B5%D1%80%D0%B2%D0%B0%D1%82%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%8F_%D0%9A%D0%B5%D0%BA%D0%B0>.

Для достижения приемлемой точности измерений необходимо высокое отношение сигнал/шум <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D1%82%D0%BD%D0%BE%D1%88%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D1%81%D0%B8%D0%B3%D0%BD%D0%B0%D0%BB/%D1%88%D1%83%D0%BC>, и поэтому метод лучевых скоростей, как правило, используется только для относительно близких звёзд (до 160 световых лет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%82%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B9_%D0%B3%D0%BE%D0%B4> и 11 звездной величины). Метод Доплера позволяет легко находить массивные планеты вблизи своих звёзд. Один из основных недостатков метода лучевых скоростей - это возможность определения только минимальной массы планеты. Метод радиальных скоростей может использоваться как дополнительный способ проверки наличия планет при подтверждении открытий, сделанных при помощи транзитного метода.

2. Метод периодических пульсаций

Метод периодических пульсаций - метод обнаружения экзопланет около пульсаров <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%81%D0%B0%D1%80>, основанный на выявлении изменений в регулярности импульсов. Пульсар <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%81%D0%B0%D1%80> - космический источник радио - (радиопульсар <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D0%BE%D0%BF%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%81%D0%B0%D1%80>), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма - (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Особенностью радиопульсаров является очень точное и регулярное излучение импульсов, зависящих от скорости вращения звезды <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%80%D0%B0%D1%89%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D1%8B>. Собственное вращение пульсара изменяется чрезвычайно медленно, поэтому его можно считать постоянной величиной, и небольшие аномалии в периодичности его радиоимпульсов могут использоваться для отслеживания собственного движения пульсара. Поскольку у пульсара, обладающего планетной системой, будет наблюдаться небольшое движение по своей собственной орбите (аналогично обычной звезде), то расчёты, основанные на наблюдении периодичности импульсов, могут выявить параметры орбиты пульсара.

К примеру, метод позволяет обнаруживать планеты гораздо меньшей массы, чем любой другой способ - вплоть до 1/10 массы Земли <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B5%D0%BC%D0%BB%D1%8F>. Он также способен обнаружить взаимные гравитационные <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F> возмущения между различными объектами планетной системы и тем самым получить дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбиты. Основным недостатком метода является низкая распространённость пульсаров в Млечном Пути <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%BB%D0%B5%D1%87%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%9F%D1%83%D1%82%D1%8C> (на 2008 год известно около 1790 радиопульсаров) и поэтому маловероятно, что данным способом можно найти большое количество планет. Кроме того, жизнь <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%96%D0%B8%D0%B7%D0%BD%D1%8C>, которую мы знаем, не смогла бы выжить на планете <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0>, вращающейся вокруг пульсара из-за очень интенсивного излучения <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%98%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5>.

3. Транзитный метод

Транзитный метод (метод транзитов) - метод поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения светимости <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%82%D0%B8%D0%BC%D0%BE%D1%81%D1%82%D1%8C> звезды во время прохождения планеты перед её диском. Этот фотометрический метод позволяет определить радиус <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D1%83%D1%81> планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию о массе <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B0%D1%81%D1%81%D0%B0> планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая светимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты. К примеру, при транзите планеты HD 209458 <https://ru.wikipedia.org/wiki/HD_209458>, звезда тускнеет на 1,7 %.

Основное же преимущество транзитного метода заключается в возможности определения размера планеты исходя из кривой блеска <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B8%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B1%D0%BB%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B0> звезды. Таким образом, в сочетании с методом радиальных скоростей (позволяющим определить массу планеты) появляется возможность получения информации о физической структуре планеты и её плотности <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%BE%D1%82%D0%BD%D0%BE%D1%81%D1%82%D1%8C>. К примеру, наиболее исследованными экзопланетами из всех известных являются те планеты, которые были изучены обоими методами.

Дополнительная возможность в исследовании транзитных планет - это изучение атмосферы планеты. Во время транзита свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%82%D0%BC%D0%BE%D1%81%D1%84%D0%B5%D1%80%D0%B0> планеты, поэтому изучая спектр <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80> этого света, можно обнаружить химические элементы <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A5%D0%B8%D0%BC%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9_%D1%8D%D0%BB%D0%B5%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D1%82>, присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера также может быть обнаружена путём измерения поляризации света <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%B8%D0%B7%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F_%D0%B2%D0%BE%D0%BB%D0%BD> звезды при прохождении его через атмосферу или при отражении от атмосферы планеты.

4. Изменения орбитальной фазы отражённого света

У планет-гигантов <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0-%D0%B3%D0%B8%D0%B3%D0%B0%D0%BD%D1%82>, вращающихся вокруг своих звёзд, будут наблюдаться изменения фазы отражённого света (как у Луны), то есть они будут проходить через все фазы: от полного освещения до затмения и обратно. Поскольку современные телескопы не могут отделить планету от звезды, то они наблюдают их совместный свет, и, таким образом, яркость звезды <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B2%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D1%87%D0%B8%D0%BD%D0%B0>, вероятно, будет периодически меняться. Хотя этот эффект и невелик, однако фотометрическая точность, требуемая для обнаружения, примерно такая же, как для обнаружения планет размером с Землю при транзите у звезды солнечного типа. Таким способом можно обнаружить планеты размером с Юпитер <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AE%D0%BF%D0%B8%D1%82%D0%B5%D1%80> используя космические телескопы (например, Кеплер). Этим методом можно найти множество планет, поскольку изменение орбитальной фазы отражённого света не зависит от наклонения орбиты <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%B0%D0%BA%D0%BB%D0%BE%D0%BD%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D0%BE%D1%80%D0%B1%D0%B8%D1%82%D1%8B> планеты, и, таким образом, не требуется прохождение планеты перед диском звезды. Кроме того, функция фазы планеты-гиганта является также функцией её тепловых характеристик и атмосферы, если таковая имеется. Таким образом, кривая фазы может определять другие характеристики планеты.

5. Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%BC%D0%B8%D0%BA%D1%80%D0%BE%D0%BB%D0%B8%D0%BD%D0%B7%D0%B8%D1%80%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D0%BD%D0%B8%D0%B5> возникает в том случае, когда гравитационное поле <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%BF%D0%BE%D0%BB%D0%B5> более близкой звезды увеличивает свет от далёкой звезды, действуя при этом как линза <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D0%BE%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BB%D0%B8%D0%BD%D0%B7%D0%B0>. Если при этом звезда переднего плана имеет планету, то собственное гравитационное поле планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования. Недостаток данного метода заключается в том, что эффект появляется только в том случае, когда две звезды точно выровнены вдоль прямой. Также проблемой является тот факт, что события линзирования коротки и длятся всего несколько дней или недель, поскольку две звезды и Земля <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B5%D0%BC%D0%BB%D1%8F> непрерывно движутся относительно друг друга. Однако, несмотря на это, учёные зафиксировали более тысячи таких событий в течение последних десяти лет. Этот метод является наиболее продуктивным для поиска планет, находящихся между Землёй и центром галактики <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D1%87%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9_%D1%86%D0%B5%D0%BD%D1%82%D1%80>, так как в галактическом центре находится большое количество фоновых звёзд.

Существенным недостатком данного метода является тот факт, что событие линзирования не может повториться, поскольку вероятность повторного выравнивания Земли и 2-х звёзд практически равна нулю. Кроме того, найденные планеты зачастую находятся на расстоянии нескольких тысяч световых лет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%82%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B9_%D0%B3%D0%BE%D0%B4>, так что последующие наблюдения с использованием других методов, как правило, невозможны. Однако если непрерывно наблюдать достаточно большое количество фоновых звёзд, то метод, в конечном счёте, может помочь в определении распространённости в галактике планет, похожих на Землю.

6. Прямое наблюдение

Планеты являются крайне слабыми источниками света в сравнении со звёздами, и незначительный свет, исходящий от них, очень сложно различить из-за высокой яркости родительской звезды. Поэтому, прямое обнаружение экзопланет очень трудная задача.

Самый простой способ поиска экзопланет - прямое наблюдение. Именно так в свое время искали околосолнечные планеты, лежащие за Сатурном: достаточно просто смотреть в телескоп (точнее, анализировать оцифрованные звездные снимки). Однако шансы на успех невелики. Скажем, для звезды солнечного типа на расстоянии 15 световых лет от нас, вокруг которой на расстоянии приблизительно 5 астрономических единиц обращается газовый гигант размером с Юпитер. На земном небе угловое расхождение между такой звездой и ее спутником составит приблизительно одну угловую секунду, что вполне доступно современным телескопам. Но вот беда - контраст маловат. В оптическом спектре мощность звездного излучения превышает отраженный планетарный отблеск в миллиард раз, а в ИК-диапазоне - в миллион. Поэтому подобные открытия пока что возможны лишь в исключительных случаях.

7. Астрометрия

Астрометрический метод заключается в точном измерении положения звезды на небе и определении, как это положение меняется со временем. Если вокруг звезды вращается планета, то её гравитационное воздействие на звезду приведёт к тому, что сама звезда будет двигаться по маленькой круговой или эллиптической орбите <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D1%80%D0%B1%D0%B8%D1%82%D0%B0>. По сути, звезда и планета будут вращаться вокруг их взаимного центра масс (барицентра <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%B0%D1%80%D0%B8%D1%86%D0%B5%D0%BD%D1%82%D1%80>) и их движение будет описываться решением задачи двух тел <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D0%B4%D0%B0%D1%87%D0%B0_%D0%B4%D0%B2%D1%83%D1%85_%D1%82%D0%B5%D0%BB>, а поскольку звёзды гораздо массивнее планет, то радиус их орбиты очень мал и очень часто взаимный центр масс находится внутри большего тела. Сложность при обнаружении планет астрометрическим методом связана с тем, что изменения положения звёзд настолько малы, а атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже самые лучшие наземные телескопы не могут выполнить достаточно точные измерения и все заявления о наличии планетарного компаньона, меньшего чем 1/10 массы Солнца, сделанные до 1996 года и обнаруженные с помощью этого метода, скорее всего, являются ложными.

Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является наибольшая чувствительность к обнаружению планет с большими орбитами <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D1%80%D0%B1%D0%B8%D1%82%D0%B0>, однако для этого требуется очень длительное время наблюдения - годы и, возможно, даже десятилетия, поскольку у планет, достаточно удалённых от своей звезды для обнаружения с помощью астрометрии, орбитальный период <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9E%D1%80%D0%B1%D0%B8%D1%82%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%BF%D0%B5%D1%80%D0%B8%D0%BE%D0%B4> также занимает длительное время.

8. Периодичность затмения двойных звезд

Если система двойных звёзд <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B2%D0%BE%D0%B9%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0> расположена так, что со стороны наблюдателя с Земли звёзды периодически проходят перед диском друг друга, то система называется «затменно-двойных звёзд <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B2%D0%BE%D0%B9%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0>». Момент времени минимальной светимости (когда более яркая звезда хотя бы частично закрывается диском второй звезды) называется первичным затмением <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D1%82%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5>. После прохождения звездой приблизительно половины орбиты происходит вторичное затмение (когда более яркая звезда закрывает какую-то часть своего компаньона). Эти моменты минимальной яркости (центрального затмения) представляют собой штамп времени в системе аналогично импульсам пульсара <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%81%D0%B0%D1%80>. Если вокруг двойной системы звёзд вращается планета, то звёзды под действием гравитации <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F> планеты будут смещаться относительно центра масс <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A6%D0%B5%D0%BD%D1%82%D1%80_%D0%BC%D0%B0%D1%81%D1%81> звёзд - планеты и двигаться по собственной небольшой орбите. Вследствие этого моменты минимумов затмений будут постоянно меняться: сначала запаздывать, потом происходить вовремя, затем раньше, потом вовремя, затем запаздывать, и т. д. Изучение периодичности этого смещения может являться самым надёжным методом обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг двойных систем <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B2%D0%BE%D0%B9%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0>.

9. Поляриметрия

Свет, испускаемый звёздами, является неполяризованным <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%B8%D0%B7%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F_%D0%B2%D0%BE%D0%BB%D0%BD>, то есть направление колебаний световой волны случайно. Однако когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%AD%D0%BB%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BC%D0%B0%D0%B3%D0%BD%D0%B8%D1%82%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%B8%D0%B7%D0%BB%D1%83%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5> взаимодействуют с молекулами <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%BE%D0%BB%D0%B5%D0%BA%D1%83%D0%BB%D0%B0> в атмосфере и поляризуются.

Анализ поляризации комбинированного света от планеты и звезды (примерно одна часть на миллион) может быть выполнен с очень высокой точностью, так как на поляриметрию не оказывает существенного воздействия нестабильность атмосферы Земли <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D1%82%D0%BC%D0%BE%D1%81%D1%84%D0%B5%D1%80%D0%B0_%D0%97%D0%B5%D0%BC%D0%BB%D0%B8>.

Астрономические приборы, используемые для поляриметрии (поляриметры <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%B8%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80>), способны обнаруживать поляризованный свет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%B8%D0%B7%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F_%D0%B2%D0%BE%D0%BB%D0%BD> и изолировать неполяризованное излучение. Группы ZIMPOL/CHEOPS и PlanetPol в настоящее время используют поляриметры для поиска экзопланет, но к текущему моменту с помощью этого метода планет не обнаружено.

10. Полярные сияния

Полярное сияние <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D1%80%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D1%81%D0%B8%D1%8F%D0%BD%D0%B8%D0%B5> возникает при взаимодействии заряженных частиц <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D1%80%D1%8F%D0%B6%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%87%D0%B0%D1%81%D1%82%D0%B8%D1%86%D0%B0> с магнитосферой <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B0%D0%B3%D0%BD%D0%B8%D1%82%D0%BE%D1%81%D1%84%D0%B5%D1%80%D0%B0> планеты и представляет собой свечение в верхних слоях атмосферы. Расчеты астрономов показывают, что многие экзопланеты испускают при этом достаточно мощные радиоволны <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D1%8B>, которые можно обнаружить наземными радиотелескопами <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D0%BE%D1%82%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%BF> с расстояния 150 св. лет <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%82%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B9_%D0%B3%D0%BE%D0%B4>. При этом экзопланеты могут быть достаточно удалены от своей звезды (как например Плутон <https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D1%83%D1%82%D0%BE%D0%BD> в Солнечной системе).

3. Интересные факты изучения экзопланет

экзопланета звезда затмение сияние

Главным инструментом по поиску внесолнечных планет до недавнего времени был телескоп "Кеплер", расположенный на спутнике NASA, к сожалению, с мая 2013 года из-за поломки четвертого двигателя-маховика гиростабилизированной платформы телескоп стал работать не в полную силу (используется за наблюдением относительно близко расположенных планетных систем, что не требует точной стабилизации положения). Он предназначался для поиска внеземных планет. Телескоп был запущен 6 марта 2009г и за прошедшее время сделал множество открытий. Для определения наличия планеты телескоп одновременно наблюдает за изменением яркости около 100 тыс. звезд, которое указывает на прохождение транзитной планеты по диску звезды. Но, для получения статуса подтвержденных, необходима повторная регистрация таких планет при помощи наземных телескопов.

Всего представлено 1849 обнаруженных ("подтвержденных") экзопланет. Стоит отметить тот факт, что вероятных кандидатов намного больше (несколько тысяч), предполагаемое же количество планет только в нашей галактике может достигать 100 миллиардов. Из них предположительно 5-20 миллионов могут являться землеподобными.

Раньше считалось, что только у Земли есть необходимый набор условий для жизни. Однако есть огромное количество светил с планетами и возможность найти такую же, как Земля, с подходящими условиями для жизни, постоянно увеличивается. Открытые новые экзопланеты это подтверждают.

Недавно обнаруженной экзопланете GU Psc b требуется 80000 лет, чтобы один раз обернуться вокруг материнской звезды. Экзопланета, названная GU Psc b, была обнаружена международной группой астрономов во главе с доктором Marie-Eve Naud из Университета Монреаля, с помощью прямого фотографирования объекта. Она вращается вокруг своей родительской звезды GU Psc на расстоянии около 2000 а.е. (1 а.е. = расстоянию от Земли до Солнца) что является рекордом среди экзопланет.

Совсем недавно сотрудники NASA объявили об обнаружении еще двух экзопланет, которые, в свою очередь, невероятно похожи на нашу с вами родную Землю. Данные космические тела располагаются в так называемой «зоне обитаемости» т.е. не очень далеко и не очень близко от своей звезды, в результате чего на них не слишком жарко и не очень холодно. Поверхности планет образуют каменные породы, а климатические условия вполне позволяют предположить наличие жидкой воды и вполне пригодной атмосферы для существования на них жизни.

Список литературы

1. http://galspace.spb.ru/indvop.file/42.html

. http://galaxy-science.ru

. http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya

. http://www.biguniverse.ru

. https://ru.wikipedia.org