Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 344

Планетные системы, в которых наблюдались затмения и измерялись скорости, служат богатыми источниками информации. По доплеровскому смещению линий мы можем вычислить орбитальные параметры, оценить массу планеты и определить ее скорость в тот момент, когда она проходит перед диском звезды, вызывая небольшое затмение. По четырем моментам контактов дисков планеты и звезды можно вычислить размер планеты и определить нижний предел размера звезды. Зная массу и размер планеты, легко вычислить ее плотность. Она уже измерена у дюжины из них: все они оказались газовыми гигантами.

С развитием методов наблюдения и по мере накопления данных обнаруживаются все менее массивные планеты. В 2000 году была открыта планета с массой Сатурна, а затем нашли планеты типа Урана и Нептуна. Первые указания на существование скалистой планеты появились в 2007 году. Стефан Удри с коллегами из Женевской обсерватории сообщили об открытии двух маломассивных планет, обращающихся вокруг звезды Глизе 581 (Gliese 581). Более крупная из планет в 7 раз массивнее Земли и движется по орбите радиусом 0,22 а. е. Вторая планета с массой 5 масс Земли обращается на расстоянии всего 0,07 а. е. от звезды; ее орбитальный период равен 13 суткам. Эта планета представляет особый интерес, поскольку на таком расстоянии от звезды вода может быть жидкой. Так что ледяная планета практически исключается; газовая планета маловероятна из-за небольшой массы; остается только планета из горных пород, которая может иметь жидкую воду (или вообще не иметь воды).

Заметим, что прохождения планеты перед диском звезды дают и другую важную информацию. Сравнивая спектр звезды во время прохождения со спектром, полученным между прохождениями, можно заметить два различия. Во-первых, небольшое уменьшение полного потока. Во-вторых, если часть света поглощается в атмосфере планеты, то при этом могут появиться некоторые дополнительные спектральные линии. Этот эффект очень мал. Но если он будет обнаружен, то расскажет нам о составе, температуре и плотности атмосферы планеты.

Дебра Фишер (Государственный университет, Сан-Франциско) и Джеф Валенти (Институт космического телескопа) в 2005 году обнаружили, что наличие у звезды планет сильно зависит от металличности (обилия железа относительно водорода) самой звезды. С ростом обилия железа возрастает и доля звезд с планетами. При обилии железа, равном половине солнечного, лишь 2 % исследованных звезд имеют планеты. А у звезд с обилием железа вдвое большим, чем на Солнце, планеты обнаруживаются в 10 % случаев. Это вполне объяснимо в рамках наших представлений о формировании планет. Чтобы газовая планета набрала массу, в аккреционном диске должны быть льды. Для образования льдов нужен кислород, содержание которого возрастает вместе с металличностью.

С другой стороны, низкая металличность не исключает существования планет. Их обнаружили и у звезд, бедных металлами. Крайние примеры — звезда-гигант НD 47536 и звезда главной последовательности НD 155358. Обилие металлов у них впятеро ниже солнечного, но обе они имеют по две планеты.