Представьте газообразную экзопланету в пять раз больше Юпитера, но гораздо ближе к своей звезде, чем Меркурий к нашему Солнцу. Эта планета совершает оборот вокруг своей звезды всего за пару дней и всегда обращена к ней одной и той же стороной. А теперь представьте крошечную каменистую планету размером всего в треть Земли, которая вращается вокруг своей звезды всего за 4,5 часа. Такие миры действительно существуют. Экзопланеты различаются по размеру, орбите, составу и многому другому. Но как мы можем знать все эти аспекты?
Различные методы характеристики были разработаны и приняты миссиями по исследованию экзопланет. Благодаря сотням научных работ тысячи экзопланет обретают "лицо". Мы узнаем их массу, размер, плотность, состав и даже возраст.
Как такое вообще возможно? Мы постараемся простым языком рассказать о ключевых методах, которые помогают охарактеризовать далекие экзопланеты.
Размер – транзитный метод
Так называемый транзитный метод дает возможность многое узнать об экзопланетах. Когда планета проходит перед своей звездой (с точки зрения наблюдателя), часть звездного света блокируется. Наблюдатель временно получает меньше света от звезды. Транзит повторяется с временным интервалом, зависящим от времени, которое требуется экзопланете для обращения вокруг своей звезды. Например, наблюдатель нашей Солнечной системы должен был бы ждать год, чтобы увидеть повторение прохождения Земли через Солнце. Все просто и эффективно.
Так, например, миссия ESA "Хеопс" изучает планеты, которые, как известно, проходят транзитом, и расшифровывает их размер. Чем больше планета, тем глубже падение звездной яркости она вызывает. Хеопс фокусируется на планетах размером между Землей и Нептуном, у которых более короткие орбитальные периоды (<50 дней).
Орбитальный период — это время, за которое планета совершает один оборот вокруг своей родительской звезды. Для транзитных экзопланет этот период обращения легко определить, так как это просто время между двумя последовательными провалами света. Каждая миссия выбирает своей целью конкретный диапазон размеров (светочувствительности) и период обращения.
Масса - изменения радиальной скорости
Масса является фундаментальной характеристикой экзопланеты. Ученые могут многое узнать о том, как планеты формируются вокруг своих звезд, сравнивая, насколько массивны разные экзопланеты. Два метода могут предоставить нам информацию о массе экзопланет.
Одним из них является метод лучевых скоростей, используемый несколькими наземными обсерваториями. Когда у звезды есть планета, система движется вокруг общей точки, называемой центром масс. Во время этой орбиты свет звезд кажется более голубым, когда он движется к наблюдателю, и более красным, когда он удаляется. Этот сдвиг частоты известен как эффект Доплера, тот же эффект, что и изменение высоты звука сирены скорой помощи, когда она проносится мимо вас. Измеряя смещение света, исходящего от звезды, можно определить скорость (и направление) с которыми звезда движется вокруг центра масс.
Другим методом, который предоставляет нам информацию о массе экзопланет, является метод вариаций времени прохождения или сокращенно TTV. Этот метод работает как транзитный метод для планетной системы с несколькими планетами. Обычно ожидается, что время между транзитами одной и той же планеты не изменится. Когда планета пересекает "лицо" своей звезды раньше или позже, чем ожидалось, в системе, вероятно, есть другая планета, гравитационно притягивающая или толкающая своего соседа. Этот метод уже привел к открытию более 40 экзопланет. Что интересно, разница во времени между транзитами также раскрывает информацию о массах планет.
Плотность – объединяем данные
Когда известны, и масса, и размер, можно определить плотность экзопланеты. Это важная информация, поскольку она может раскрыть ее природу: является ли экзопланета каменистой, как Земля и Марс, или имеет газообразную природу, как Сатурн и Юпитер? Изучение разнообразия экзопланет может пролить свет на формирование планетных систем.
Состав атмосферы – спектроскопия
Спектроскопия — это метод разделения полученного звездного света на разные цвета с помощью призмы. Экзопланеты вращаются вокруг своих звезд, когда они проходят мимо (с нашей точки зрения) часть звездного света проходит через атмосферу планеты. Частицы в атмосфере, такие как водяной пар, углекислый газ, метан и другие, поглощают часть этого света. Это поглощение происходит при определенных длинах волн света. Изучая, на каких длинах волн поглощается звездный свет, мы можем определить, какие частицы присутствуют в атмосфере.
Отслеживание изменений атмосферы с течением времени дает представление о процессах, происходящих на поверхности этих экзопланет. Космический телескоп JWST использует этот метод для определения характеристик экзопланет.
Облака и поверхность – фазовая кривая
Когда планета вращается вокруг своей звезды, она отражает звездный свет так же, как наша Луна — солнечный свет. Точно так же экзопланеты имеют разные "фазы", когда разные части их поверхности отражают свет. Изучая небольшие различия в получаемом солнечном свете во время обращения планеты, можно определить, насколько отражательна поверхность планеты. Интересно, что таким образом можно выявить и наличие облаков в атмосфере экзопланет.
Изменения в звездном свете, отражаемом планетой, когда она вращается вокруг своей звезды, дают представление о физических процессах, которые управляют переносом тепла с жаркой дневной стороны на более холодную ночную сторону. Анализ фазовых кривых также раскрывает детали атмосферы планеты, в том числе наличие облаков и, возможно, даже намеки на состав облаков.
Структура экзопланетных систем - прямое изображение
Вышеуказанные методы давали различные характеристики отдельных экзопланет. Если мы хотим узнать больше об экзопланетных системах в целом, мы можем сделать прямое изображение системы. Сфотографировать планеты сложно, потому что свет звезд затмевает свет их планет. Вам нужна камера с очень высоким разрешением или способ заблокировать яркий звездный свет, и не все космические миссии оборудованы для этой задачи.
Космические телескопы Hubble и JWST имеют необходимое разрешение и могут делать изображения планет вокруг звезд, отличных от нашего Солнца. С помощью этой техники мы также можем узнать об орбитальных периодах планет и расстояниях до их звезд.
