3. Методы обнаружения внесолнечных планет
Непосредственно наблюдать планеты даже у самых близких к нам звезд с помощью современных телескопов практически невозможно. Это связано не только с очень малым световым потоком (световой поток от Венеры приблизительно в миллиард раз меньше светового потока от Солнца), но и с тем, что планета расположена от нас почти точно в том же направлении, что и ее звезда. При таких условиях слабое излучение планеты будет теряться в ослепительных лучах ее собственной звезды. Чтобы «убрать» излучение звезды, можно использовать «звездный коронограф», в котором излучение звезды экранируется аналогично тому, как это делается в солнечных коронографах, позволяющих наблюдать солнечную корону вне затмения. Правда надо иметь в виду, что соотношение яркостей солнце/корона на много порядков ниже (благоприятнее для наблюдения), чем соотношение звезда/планета. Но убрать звездный свет еще недостаточно, надо суметь разделить изображение звезды и планеты. Для ближайших звезд (и только для них!) это возможно. Однако «звездные коронографы» пока не созданы. Реальные возможности связывают с косвенными методами обнаружения планет. Было предложено несколько таких методов, но из них реализованы пока только два — астрометрический метод и метод лучевых скоростей.
Астрометрический метод состоит в измерении периодических колебаний положения звезды на небесной сфере, обусловленных ее вращением вокруг центра тяжести (центра масс) системы звезда-планета. Вследствие собственного движения звезды (точнее, звезды вместе с ее планетной системой) в пространстве, центр тяжести движется по небесной сфере, «выписывая» плавную траекторию, а звезда из-за вращения вокруг центра тяжести описывает волнистую линию вокруг этой траектории. Колебания звезды (амплитуда волнистой линии) тем больше, чем больше масса планеты по отношению к массе звезды. Этот метод успешно применяется для обнаружения невидимых темных компонент в двойных звездах. Но обнаружение планет из-за их малой массы значительно сложнее. Для наземных наблюдений обнаружение планет этим методом находится на пределе чувствительности.
4. Летящая звезда Барнарда
по данным Ван де Кампа, которые были интерпретированы им
как влияние невидимого спутника звезды —
планеты массой 1,5 массы Юпитера
В 60-х годах известный американский астроном Ван де Камп сообщил об обнаружении планетной системы у Летящей звезды Барнарда в созвездии Змееносца. Она названа так потому, что в сравнении с другими звездами очень быстро перемещается (как бы летит) по небесной сфере; угловое перемещение, или, как говорят астрономы, собственное движение звезды Барнарда составляет 10 угловых секунд в год! Столь значительное собственное движение указывает на то, что звезда Барнарда находится близко от Солнечной системы, откуда мы ведем свои наблюдения. Действительно, это третья по близости к нам звезда (после Проксимы и Альфы Центавра), расстояние до нее составляет 1,8 парсек или около 6 световых лет. По физическим характеристикам звезда Барнарда — красный карлик спектрального класса М5 с массой равной 0,15 массы Солнца. На основе многолетних наблюдений Ван де Камп обнаружил периодические колебания положения звезды, которые он объяснил наличием невидимого спутника звезды (планеты) с массой в полтора раза больше массы Юпитера, обращающегося вокруг нее по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом около 25 лет.
