Планетные системы звезд

Представим теперь, что у звезды есть массивная планета, вместе с которой они обращаются вокруг барицентра. Движение звезды по такой кеплеровской орбите наложит на доплеровскую составляющую лучевой скорости еще одну, переменную составляющую (рис. 1), которая обычно намного меньше полной лучевой скорости и выдает присутствие планеты. Третий закон Кеплера связывает орбитальное расстояние планеты и период ее обращения с массой звезды (и планеты). Масса звезды солнечного типа приблизительно известна заранее из ее спектрального класса. Как видно из рисунка, измерения позволяют определить массу планеты только с точностью до синуса угла i, причем, если планетная система звезды расположена так, что плоскость орбит перпендикулярна к направлению на наблюдателя, измерения становятся невозможными. Для нахождения доплеровской составляющей используются доплеровские сдвиги положения многочисленных спектральных линий звезды, главным образом в области 500-600 нм. Сдвиг линий звезды определяют относительно спектральных линий лабораторного источника. Сам сдвиг, который возникает благодаря кеплеровским скоростям, микроскопический, и его измерения больше относятся к искусству, чем к науке.

Предельной возможностью метода, существующего уже около ста лет, до 70-х годов ХХ века считалось нахождение скоростей примерно 300-500 м/с. Попытки обнаружить планеты по признаку периодического изменения знака кеплеровской составляющей, возникающей при обращении звезды вокруг барицентра, было совершенно бесперспективно. Кеплеровские (орбитальные) скорости звезд очень малы. Например, в Солнечной системе кеплеровская скорость Солнца, возникающая под действием притяжения Юпитера, всего 12,5 м/с, Сатурна – 2,7 м/с, а Земли или Венеры – менее 0,1 м/с. Поэтому для поиска экзопланет понадобилось придумать и создать аппаратуру в 100-200 раз более чувствительную.

Второй главный метод поиска – астрометрический, о котором уже говорилось выше. Здесь достигнута точность выше 1 микросекунды дуги, причем есть перспективы улучшения метода. Теоретически существует не менее пяти физических методов поиска, из которых здесь рассматриваются только метод лучевых скоростей (МЛС) и транзиты.

И МЛС, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, которые ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета. Зато кеплеровская составляющая скорости звезды становится ничтожно малой, а наблюдения растягиваются на десятилетия. МЛС, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. До 1995 года исследователи неизменно исходили из массы и периода Юпитера и ничего другого не ожидали.

Стремясь улучшить чувствительность метода лучевых скоростей, в начале 1990-х годов несколько групп в разных странах одновременно занялись его совершенствованием. В 1988 году в Канаде Б. Кэмпбелл и его коллеги сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Они сравнивали положение линий в спектре звезды с наложенным на него лабораторным спектром паров фтористого водорода, который, однако, очень неудобен для работы из-за высокой токсичности.

В Швейцарии, в Женевской обсерватории, М. Майор и Д. Квелоц (который тогда был аспирантом Майора) разработали другой спектрометр, где был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В МЛС-наблюдениях во французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они достигли на нем предельной чувствительности 13 м/с и в 1994 году приступили к поиску планет у 142 звезд солнечного типа из сравнительно близкого окружения Солнца, в том числе у звезды 51Peg, находящейся на расстоянии 15 пк.

В Сан-Францисском университете в США группа Д. Марси начала планомерный поиск планет еще в 1987 году и к 1995 году уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. По предложению П. Батлера, который тогда, как и Квелоц, был аспирантом, фтористый водород в стандарте заменили парами йода (в дальнейшем йодный стандарт в астрономии стал очень "модным"). В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных линий звезд – 500-600 нм. Но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта требуются очень трудоемкая обработка результатов и применение мощного компьютера.