Специалист по аналитике данных Эклавья Саркар рассказывает о том, как астрономы изучают экзопланеты в серии из трёх материалов. В первой части речь пойдёт об открытии внесолнечных миров и методах их изучения.
Семь лет назад, в последний год обучения в школе Travail de Maturité, семнадцатилетний я решил взяться за изучения экзопланет. Я обратился за помощью к профессору Женевского университета Дидье Кело — одному из первооткрывателей экзопланет — чтобы обсудить аналитическую часть моей статьи и побольше узнать о его мнении насчёт важности этих миров и перспектив их обитаемости. Профессор не пожалел своего времени для того, чтобы дать мне интервью, а чуть позже провёл для меня экскурсию по Женевской обсерватории и его лаборатории.
Мой проект был оценён на отлично. Впоследствии меня пригласили в CERN для выступления на мероприятии “Science Sharing”, которое проводилось для студентов из Швейцарии и Франции.
Презентация была принята хорошо. В основном по той причине, что я сместил фокус на осмысление человеческого существования в контексте теоретической и исследовательской области, такой как астрофизика.
Перспектива найти жизнь на другой планете действительно могла бы помочь нам лучше понять себя как вид. Такой посыл, основанный на параллелях с моим собственным жизненным опытом, нашёл отклик у аудитории.
Эта статья является частью написанного мною того доклада – я использовал исходные данные оттуда, чтобы ввести вас в мир экзопланет. Я выкладываю этот доклад в общий доступ по той причине, что сейчас он может быть довольно актуален. Он даёт представление об открытиях экзопланет в контексте науки о данных — науке о том, как данные собираются, анализируются и интерпретируются. Открытия экзопланет также могут стать наглядной иллюстрацией идентичности действий многих законов физики (например, закона Кеплера) в разных уголках Вселенной.
Материал разделён на три части:
Часть первая: методы и открытия;
Часть вторая: интерпретация данных;
Часть третья: обитаемость экзопланет. Заключение.
Итак, приступим
Краткая история экзопланетологии
Человечество издавна задумывалось о внесолнечных планетах. Философы древности выдвигали предположения, что Солнечная система — это не уникальное явление, и что на самом деле существует огромное количество других систем, плавающих в бесконечном океане звёзд. Возможность существования жизни на планете, вращающейся вокруг другой звезды, была не просто правдоподобной теорией — она имела на своей стороне преимущество в виде вероятности. Ведь учитывая тот факт, что в наблюдаемой Вселенной существуют сотни миллиардов галактик с сотней миллиардов звёзд в каждой, полагать, что Земля является единственной способной поддерживать жизнь планетой, кажется практически смешным.
Однако отсутствие научных данных, подтверждающих такую точку зрения, позволяло измышлениям философов в последние две тысячи лет гулять из крайности в крайность. С одной стороны были люди вроде Эпикура — они верили в существование во Вселенной множества отличных от нашего миров, способных поддерживать жизнь. С другой стороны были философы вроде Аристотеля, которые придерживались мнения, что Земля — это абсолютно уникальное место, и не может существовать планет, подобных ей. Христианство и другие религии, со своей стороны, настаивали на вмешательстве руки Божьей в создании Земли и всех живых существ.
Затем поиск внесолнечных планет стал предметом пристального научного изучения. Из-за отсутствия данных было непонятно, насколько распространены такие миры, насколько они отличаются от планет Солнечной системы и типично ли строение нашей системы в сравнении с остальными. Вопрос обитаемости планет также был важен: если у других звёзд существуют планеты, могут ли они поддерживать условия, необходимые для возникновения каких-либо форм жизни? Много вопросов и мало ответов. Основное же препятствие заключалось в том, что у нас не было возможности наблюдать эти неизведанные миры.
Космический телескоп Hubble обманул наши ожидания — мы думали, что раз нам удалось увидеть далёкие туманности и галактики, найти экзопланету с помощью такого инструмента не станет большой проблемой. Однако, мы ошибались — экзопланеты не представлялось разглядеть обычным способом по той причине, что свет материнской звезды буквально затмевает небольшой мир. В большинстве случаев планеты находятся сравнительно близко к своим звёздам, поэтому довольно сложно получить их непосредственные изображения. И уж тем более, используя наземные инструменты — не забывайте об искажающем эффекте нашей атмосферы.
Только в 1995-м году Мишель Майор и Дидье Кело сообщили о достоверном открытии внесолнечной планеты. Хотя обнаружения таких тел проводились и раньше. Радиоастрономы Александр Вольщан и Дейл Фрейл также смогли найти экзопланету. С той лишь разницей, что она была обнаружена не на орбите около звезды, подобной нашему Солнцу, а вращалась вокруг пульсара — сверхплотного остатка массивной звезды, которая взорвалась как сверхновая. Так что объявление Майором и Кело об открытии объекта 51 Pegasi b в октябре 95-го, по сути, считалось первым однозначным обнаружением экзопланеты. За прошедшие годы произошло ещё несколько ключевых открытий, вроде открытия первой мультипланетарной системы и первого обнаружения атмосферы у экзопланеты.
С 1995-го года прогресс в этой области лишь нарастал. О новых открытиях и значительных событиях объявляют практически ежемесячно, что является беспрецендентым темпом развития в любой науке. По состоянию на ноябрь 2019-го года с помощью различных методов было обнаружено 4128 экзопланет. Экзопланетология быстро превратилась в одну из самых престижных и полностью самостоятельных областей астрономической науки. Её прогресс отражается не только в написании тысяч новых научных работ, но и в развитии приборостроения, которое привело нас к запуску телескопов CoRoT и Kepler, TESS и CHEOPS, а также предоставило нам новые методы обнаружения экзопланет.
Методы обнаружения
В последние два десятилетия для обнаружения экзопланет использовались различные методы. Как было упомянуто ранее, излучаемый материнской звездой свет всегда затмевает свет, который отражают её планеты. Отсюда возникла необходимость придумать косвенные способы обнаружения экзопланет, ибо наблюдать их напрямую практически невозможно. В этом разделе мы поговорим о наиболее распространённых и устоявшихся методах, поймём принципы, на которых они основаны, а также выделим преимущества и недостатки каждого из них.
Метод радиальных скоростей
Это самый успешный из используемых на сегодняшний день методов. Именно с его помощью Майор и Кело смогли открыть первую экзопланету у солнцеподобной звезды в 1995-м году. По состоянию на ноябрь 2019-го года с помощью этого метода достоверно открыто 893 экзопланеты.
Как видно из графика 1, за последние годы учёным удалось обнаружить большое разнообразие экзопланет. Масса планет выражена по отношению к массе Юпитера. Однако измерения масс планет являются неточными. Их погрешность определяется функцией sin(i), где i — наклонение орбиты планеты. Следовательно массу следует обозначать как M∙sin(i). В последнее время учёным удалось достичь большой чувствительности и точности при использовании этого метода. Они нашли довольно много планет с массой меньше 0,1 масс Юпитера, что было просто невозможно до 2004-го года.
Метод радиальных скоростей наиболее эффективен при обнаружении массивных экзопланет. Самым большим недостатком метода является то, что с его помощью можно выяснить лишь нижний предел массы небесного тела. Истинная масса экзопланеты может быть определена, если в дополнение к этому методу применяется транзитный, о котором мы поговорим ниже.
Принципы работы метода радиальных скоростей основаны на действии орбитальной механики и гравитации, которые определяются законом всемирного тяготения Ньютона. Гравитационная сила планеты заставляет материнскую звезду совершать колебания вокруг их общего центра масс. И хотя звезда и планета воздействуют друг на друга с одинаковой силой, разница в ускорениях тел огромна: всё из-за их масс, которые могут отличаться на три порядка величины. Планета движется довольно быстро, поскольку её ускорение определяется массой звезды, которая очень велика. И наоборот, звезда имеет малое ускорение, поскольку оно определяется массой планеты. Это слабое ускорение и является той силой, которая заставляет звезду колебаться вокруг их общего с планетой центра масс.
Такие колебания вызывают небольшие “возмущения” в наблюдаемых характеристиках звезды, таких как её угловое смещение на небе относительно Земли. Ещё более важным для этого метода измерением является измерение скорости, с которой звезда движется к Земле (или от Земли). Поэтому чтобы получить базовое представление о методе радиальных скоростей, придётся кое-что узнать об эффекте Доплера и основах спектроскопии, поскольку оба этих явления используются для обнаружения экзопланет.
Эффект Доплера
Давайте рассмотрим эту концепцию на примере сирены пожарной машины. Представим себе неподвижную пожарную машину с включёнными сиренами. Это стационарный источник звуковых волн, которые имеют длину λ и постоянную частоту ƒ. Эти волны движутся от источника звука с постоянной скоростью c, равной 340 м/с. Поскольку звуковые волны распространяются от источника во все стороны одинаково, мы можем визуализировать их как круги (если бы мы их видели, именно так бы они и выглядели). Поэтому все наблюдатели в округе будут слышать одну и ту же частоту, которая в данном случае является реальной частотой источника. Другими словами, улавливаемая наблюдателями частота ƒ равна частоте источника ƒ0.
Однако, если пожарная машина начнёт движение в каком-либо направлении, наблюдаемая частота звуковых волн станет неравномерной из-за разницы длин волн. В обоих случаях звуковые волны имеют одинаковую частоту. Однако, поскольку источник звука теперь движется, центр каждой новой волны слегка смещается в направлении движения пожарной машины (хорошо показано в правой части рисунка выше). В результате в передней части машины звуковые волны начинают кучковаться, тогда как позади они разлетаются в стороны. Это и называется эффектом Доплера. Поскольку спереди и сзади автомобиля длина волн различна, то различной будет и их частота для наблюдателя. Наблюдатель перед источником звука будет слушать волны более высокой частоты, нежели его коллега позади источника. Изменение наблюдаемой частоты – это и есть изменение высоты звука сирены. Наблюдаемая частота ƒ может быть рассчитана по следующей формуле:
Где:
- c — скорость распространения волн в среде; в нашем случае – скорость звука в воздухе, 340 м/с;
- vobserver — скорость наблюдателя в м/с; этот член уравнения будет положительным, если наблюдатель движется к источнику, и отрицательным, если наблюдатель движется от источника;
- vsource — скорость источника в м/с; этот член уравнения будет положительным, если наблюдатель движется к источнику, и отрицательным, если он удаляется от него.
- ƒ0 — частота излучаемых источником волн в Гц
Для того, чтобы этот эффект наблюдался, необходимо, чтобы относительное движение источника и наблюдателя происходило вдоль линии, соединяющей их, то есть в направлении к/от наблюдателя. Движение, которое направлено вдоль этой линии, называют радиальным движением, а скорость этого движения — радиальной скоростью. Если наблюдатель не приближается и не отдаляется относительно источника волн, то никакого эффекта Доплера не возникнет. Эффект Доплера — это явление, которое влияет на длину и частоту волны любого вида волнового движения, в том числе звуковых волн, волн на воде и всех видов электромагнитного излучения.
Теперь давайте сделаем нашу аналогию более применимой к астрономии. Вместо пожарной машины, излучающей звуковые волны, представим себе движущуюся звезду, которая излучает световые волны. Мы, люди на планете Земля, в данном случае являемся наблюдателями, а звезда — источником волн. Если звезда не имеет экзопланет, то она не будет иметь и видимой радиальной скорости, поскольку она стационарна. Но если вы помните, ранее мы говорили о том, что вращение планеты гравитационно влияет на звезду, которая начинает вращаться вокруг общего с планетой центра масс. Этот центр масс чаще всего находится внутри самой звезды, заставляя её совершать колебания. Поэтому, если мы наблюдаем колебания некой звезды, то можем предположить, что вокруг неё вращается планета. Эти колебания на самом деле являются изменениями радиальной скорости звезды. И астрономы находят эти изменения, применяя спектроскопию к эффекту Доплера.
Спектроскопия
Теперь давайте представим, что вышеупомянутая звезда действительно имеет вращающуюся вокруг неё экзопланету, которая вызывает изменения в её радиальной скорости, что мы успешно наблюдаем на Земле. Так же, как и в случае движущейся пожарной машины, длины волн приближающейся к нам звезды будут меньше (будут кучковаться), а следовательно, наблюдаемая нами частота будет выше. И наоборот, если звезда будет удаляться от нас, наблюдаемая нами частота световых волн будет ниже. Тут стоит напомнить, что световые волны ведут себя не также, как и звуковые: вместо изменения слышимого нами тона, мы будем наблюдать изменения в спектральном цвете. Другими словами, частота, длина и спектральный цвет световых волн взаимосвязаны.
Видимому спектру соответствуют следующие длины волн:
С уменьшением длины и увеличением частоты световые волны приобретают синеватый оттенок, смещаясь в синюю часть спектра (синее смещение). Но если длина увеличивается, а частота уменьшается, то это означает, что световые волны смещаются в красную часть спектра, приобретая соответствующий оттенок (красное смещение).
Благодаря эффекту Доплера мы знаем, что источники волн, имеющих красное смещение, удаляются от нас (из-за того, что длины их волн увеличиваются, а частота — уменьшается). Источники с синим смещением, наоборот, приближаются к нам: частота испускаемых ими волн увеличивается, а длина — уменьшается.
Поэтому, когда мы определяем спектральный цвет световых волн, излучённых выбранной нами звездой, мы видим, что он постоянно меняется с красного на синий. Это спектрографическое смещение происходит из-за того, что звезда постоянно вращается вокруг общего с планетой центра масс под гравитационным влиянием последней. Это значит, что звезда находится то ближе, то дальше от нас — колеблется.
Подводя итог, можно отметить, что с помощью высокоточных спектрографических приборов мы можем обнаруживать периодические сдвиги спектрального цвета в излучаемых материнской звездой световых волнах. Это подразумевает периодическое изменение их длины, что указывает на радиальное движение звезды, которое, в свою очередь, может быть вызвано гравитационным влиянием находящейся рядом экзопланеты, которая заставляет звезду вращаться вокруг общего с планетой центра масс, подтверждая этим наличие самой экзопланеты.
Транзитный метод
Другим методом, который довольно хорошо зарекомендовал себя в поиске внесолнечных планет, стал транзитный метод. Он широко известен благодаря применению на таких телескопах, как CoRoT, Kepler, TESS и CHEOPS. Основа метода проста: если планета проходит по диску материнской звезды (это называется транзит), мы на Земле заметим небольшое падение яркости этой звезды.
Наблюдая за изменениями яркости звезды, которые вызваны транзитами планет, можно обнаружить сами планеты. Хотя падение яркости зависит от относительных размеров звезды и планеты, как правило оно держится в диапазоне от 0,01 до 1,7%. Продолжительность транзита зависит от расстояния между планетой и звездой и размера звезды. Очевидный недостаток данного метода: он применим лишь в том случае, если орбита экзопланеты находится в плоскости нашего наблюдения.
Планета, вращающаяся вокруг звезды размером с Солнце по орбите, аналогичной земной (расстояние до звезды — примерно 1 а.е.) будет иметь вероятность наблюдаемого транзита в 0,47%. Глядя на такие цифры, кажется, что транзитный метод — далеко не самый продуктивный в поиске иных миров. Однако, сканируя изменения яркости множества звёзд на больших участках неба, можно найти экзопланеты гораздо быстрее, нежели чем при использовании метода радиальных скоростей. Именно с расчётом на это и был запущен телескоп Kepler. К декабрю 2012-го года он смог подтвердить существование 291 экзопланеты; ещё примерно 2000 были кандидатами на подтверждение. Сегодня число подтверждённых планет, обнаруженных транзитным методом, составляет 2966. Ещё 2428 — кандидаты.
Другим недостатком транзитного метода является длительность необходимого для подтверждения планеты времени. Обнаружения одного единственного транзита недостаточно для того, чтобы утверждать, что он вызван нахождением в окрестностях звезды планеты — уровень ложного обнаружения в таком случае довольно высок. Следовательно, может потребоваться несколько лет для того, чтобы кандидат в экзопланеты получил подтверждение. Транзитный метод больше подходит для обнаружения больших планет с маленьким периодом обращения вокруг звезды. Это так называемые “горячие Юпитеры”, проходящие по диску материнской звезды чаще, а также вызывающие большее уменьшение её яркости.
С другой стороны, у этого метода есть свои преимущества. Благодаря измерению падения яркости звезды можно с некоторой точностью оценить размер планеты. А самым большим преимуществом транзитного метода является то, что имея достаточно чувствительную аппаратуру, мы можем проанализировать состав атмосферы экзопланеты во время её транзита, что жизненно важно в оценке её обитаемости. Ведь когда планета проходит по диску звезды, свет последней, прежде чем попасть в наши телескопы, проходит через атмосферу планеты. Это даёт нам возможность определить химический состав атмосферы планеты.
Падения яркости звезды больше тогда, когда проходящая по её диску планета имеет атмосферу, поскольку компоненты атмосферы поглощают некоторую часть испускаемого звездой излучения. По сути, атмосфера экзопланеты действует как фильтр — в зависимости от того, какие элементы в ней присутствуют, она способна поглощать одни световые волны, пропуская другие. Химические элементы, присутствующие в атмосфере, блокируют соответствующие им длины волн. Из-за этого в спектре излучения звезды появляются чёрные полосы, называемые линиями поглощения.
Каждый химический элемент связан с определённым набором длин волн, которые он может блокировать из-за собственных свойств. Поэтому, когда мы находим линии поглощения в спектре звезды, у которой есть планета, мы можем сделать вывод, что у этой планеты есть атмосфера. Анализируя линии поглощения, мы можем определить её химический состав, просто соотнося длины волн, соответствующие линиям поглощения, с элементами, которые поглощают излучение с этими длинами волн. Если линии поглощения в спектре звезды точно соответствуют спектру поглощения элемента, то это указывает на наличие этого элемента в атмосфере планеты.
Например, если мы находим в спектре звезды линии поглощения, которые совпадают с линиями поглощения кислорода, то это означает, что в атмосфере планеты присутствует кислород. А это значит, что мы можем определить, может ли эта планета быть обитаемой.
От переводчика
Надеюсь, что вам понравился данный материал. В следующей части пойдёт рассказ о том, как астрономы интерпретируют полученные с помощью наблюдательных инструментов данные об экзопланетах. Выход второй части для наших подписчиков на Patreon запланирован на 17 января; в общем доступе она появится 19 числа того же месяца. А пока приглашаю всех желающих поделиться своими мнениями и соображениями в комментариях!
Ссылка на вторую часть
Ссылка на третью (заключительную) часть