Наша внешняя Солнечная система, от Юпитера до Нептуна, не уникальна.
В начале 1990-х годов ученые начали обнаруживать первые планеты, вращающиеся вокруг звезд, отличных от Солнца: экзопланеты. У самых простых для наблюдения были самые большие массы и самые короткие орбиты, поскольку это планеты с наибольшим наблюдаемым воздействием на их родительские звезды. Второй тип планет представлял собой другую крайность: они были достаточно массивны, чтобы излучать собственное инфракрасное излучение, но были так далеки от своей звезды, что их можно было независимо разглядеть с помощью достаточно мощного телескопа.
Сегодня известно более 4000 экзопланет, но подавляющее большинство из них вращаются либо очень близко, либо очень далеко от своей родительской звезды. В конце концов, однако, группа ученых обнаружила группу этих пропавших без вести миров: на таком же расстоянии вращаются газовые гиганты нашей Солнечной системы. Вот как они это сделали.
Когда вы смотрите на звезду, вы не просто видите свет, который она излучает с одной постоянной точечной поверхности. Вместо этого внутри происходит много физических процессов, которые влияют на то, что вы видите.
- сама по себе звезда не является твердой поверхностью, но излучает свет, который вы видите на многие слои, спускаясь вниз на сотни или даже тысячи километров,
- сама звезда вращается, то есть одна сторона движется к вам, а другая от вас,
- звезда имеет планеты, которые движутся вокруг нее, иногда блокируя часть ее света,
- вращающиеся вокруг планеты планеты также гравитационно притягивают звезду, заставляя ее периодически «раскачиваться» в такт с вращающейся вокруг нее планетой,
- и звезда движется по галактике, меняя свое движение относительно нас.
Все это, так или иначе, имеет значение для обнаружения планет вокруг звезды.
Этот первый пункт, который может показаться наименее важным, на самом деле жизненно важен для того, как мы обнаруживаем и подтверждаем наличие экзопланет. Наше Солнце, как и все звезды, горячее по направлению к ядру и холоднее по направлению к краю. При самых высоких температурах все атомы внутри звезды полностью ионизированы, но по мере продвижения к внешним, более холодным областям электроны остаются в связанных состояниях.
Благодаря энергии, неуклонно поступающей из окружающей среды, эти электроны могут перемещаться на разные орбитали, поглощая часть энергии звезды. Когда они это делают, они оставляют характерную черту в световом спектре звезды: особенность поглощения. Когда мы смотрим на линии поглощения звезд, они могут сказать нам, из каких элементов они состоят, при какой температуре они излучают и как быстро они движутся, как вращательно, так и по отношению к нашему движению.
Чем точнее вы сможете измерить длину волны определенного элемента поглощения, тем точнее вы сможете определить скорость звезды относительно вашего луча зрения. Если звезда, за которой вы наблюдаете, движется к вам, этот свет смещается в сторону более коротких длин волн: синее смещение. Точно так же, если звезда, за которой вы наблюдаете, удаляется от вас, этот свет будет смещен в сторону более длинных волн: красное смещение.
Это просто доплеровский сдвиг, который происходит для всех волн. Всякий раз, когда между источником и наблюдателем происходит относительное движение, полученные волны будут либо растянуты в сторону более длинных, либо более коротких длин волн по сравнению с тем, что было излучено. Это верно для звуковых волн, когда мимо проезжает грузовик с мороженым, и в равной степени верно для световых волн, когда мы наблюдаем за другой звездой.
Когда было объявлено о первом обнаружении экзопланет вокруг звезд, это произошло благодаря необычному применению этого свойства материи и света. Если бы у вас была изолированная звезда, которая движется в пространстве, длина волны этих линий поглощения менялась бы только в течение длительных периодов времени: по мере того, как звезда, за которой мы наблюдаем, движется относительно нашего Солнца в галактике.
Но если бы звезда была не изолирована, а имела бы планеты, вращающиеся вокруг нее, эти планеты заставляли бы звезду колебаться на своей орбите. Поскольку планета двигалась по эллипсу вокруг звезды, звезда точно так же двигалась бы по (гораздо меньшему) эллипсу во времени с планетой: сохраняя их общий центр масс в одном и том же месте.
В системе с несколькими планетами эти паттерны просто накладываются друг на друга; будет отдельный сигнал для каждой планеты, которую вы сможете идентифицировать. Самые сильные сигналы будут исходить от самых массивных планет, а самые быстрые сигналы - от планет, обращающихся наиболее близко к своим звездам - , будет легче всего идентифицировать.
Такими свойствами обладали самые первые экзопланеты: так называемые «горячие юпитеры» галактики. Их было легче всего найти, потому что при очень больших массах они могли изменить движение своих звезд на сотни или даже тысячи метров в секунду. Точно так же с короткими периодами и близкими орбитальными расстояниями многие циклы синусоидального движения могут быть обнаружены всего за несколько недель или месяцев наблюдений. Легче всего найти массивные внутренние миры.
На совершенно противоположном конце спектра некоторые планеты, масса которых равна массе Юпитера или превышает ее, чрезвычайно удалены от своей звезды: дальше, чем даже Нептун от Солнца. Когда вы сталкиваетесь с такой системой, массивная планета настолько горяча в своем ядре, что может излучать больше инфракрасного излучения, чем отражается от звезды, вокруг которой она вращается.
При достаточно большом расстоянии друг от друга такие телескопы, как Хаббл, могут разрешить как главную звезду, так и ее крупную планету-компаньон. Эти два места - внутренняя часть Солнечной системы и крайняя внешняя часть Солнечной системы - были единственными местами, где мы находили планеты вплоть до взрыва экзопланет, вызванного космическим кораблем НАСА «Кеплер». До этого это были только планеты с большой массой, и только в тех местах, где их нет в нашей собственной Солнечной системе.
Кеплер произвел революцию, потому что использовал совершенно другой метод: транзитный метод. Когда планета проходит перед своей родительской звездой относительно нашей прямой видимости, она блокирует крошечную часть света звезды, открывая нам свое присутствие. Когда одна и та же планета несколько раз проходит мимо своей звезды, мы можем узнать такие свойства, как ее радиус, период обращения и орбитальное расстояние от ее звезды.
Но это тоже было ограничено. Хотя он был способен обнаруживать планеты с очень малой массой по сравнению с более ранним методом (звездное колебание / лучевая скорость), основная миссия длилась всего три года. Это означало, что любая планета, совершившая оборот вокруг своей звезды дольше года, не могла быть замечена Кеплером. То же самое для любой планеты, которая случайно не блокировала свет своей звезды с нашей точки зрения, которую вы вряд ли увидите, чем дальше от звезды смотрите.
Планеты среднего расстояния, на расстоянии Юпитера и дальше, все еще были неуловимы.
Вот где может помочь специальное долгосрочное исследование звезд, чтобы заполнить этот пробел. Большая группа ученых под руководством Эмили Рикман провела грандиозное исследование с использованием спектрографа CORALIE в обсерватории Ла Силья. Они почти непрерывно, начиная с 1998 года, измеряли свет, исходящий от большого количества звезд в радиусе 170 световых лет.
Благодаря использованию одного и того же прибора и практически полному отсутствию долговременных пробелов в данных наконец-то стали возможны долгосрочные и точные доплеровские измерения. В этом последнем исследовании было объявлено о пяти совершенно новых планетах, одном подтверждении предполагаемой планеты и трех обновленных планетах, в результате чего общее количество планет размером с Юпитер или больше за пределами расстояния Юпитер-Солнце достигло 26. Это показывает нам на что мы всегда надеялись: что наша Солнечная система не так уж необычна во Вселенной; просто трудно наблюдать и обнаруживать планеты, подобные тем, что есть у нас.
Даже с этими последними результатами, однако, мы все еще не чувствительны к мирам, которые на самом деле есть в нашей Солнечной системе. Хотя периоды этих новых миров колеблются от 15 до 40 лет, даже самый маленький из них почти в три раза массивнее Юпитера. Пока мы не разработаем более чувствительные измерительные возможности и не будем проводить эти наблюдения в масштабе десятилетий, реальные Юпитеры, Сатурны, Ураны и Нептуны останутся незамеченными.
Наш взгляд на Вселенную всегда будет неполным, поскольку методы, которые мы разрабатываем, всегда будут по своей сути смещены в пользу обнаружения в системе одного типа. Но незаменимый актив, который откроет нам больше Вселенной, основан вовсе не на технике; это просто увеличение времени наблюдения. Благодаря более длительным и более точным наблюдениям за звездами, тщательному отслеживанию их движения, мы можем обнаруживать планеты и миры с меньшей массой на больших расстояниях.
Это относится как к методу звездного колебания/лучевой скорости, так и к методу транзита, который, как мы надеемся, откроет миры еще меньшей массы с более длительными периодами. Нам еще так много предстоит узнать о Вселенной, но каждый наш шаг приближает нас к пониманию окончательных истин о реальности. Хотя мы, возможно, беспокоились о том, что наша Солнечная система в чем-то необычна, теперь мы знаем еще одно обстоятельство, которым мы не являемся. Наличие газовых гигантских миров во внешней части Солнечной системы может представлять проблему для обнаружения, но такие миры существуют и относительно распространены. Возможно, тогда солнечные системы похожи на наши.