Как найти планету вне Солнечной системы? Кажется, что задача изначально кажется невыполнимой, однако на сегодня астрономы достигли значительных успехов в исследовании глубокого Космоса, и успешно находят так называемые экзопланеты. Более того, обнаружены не единичные планеты, а целые планетные систем, и в данный момент ведутся работы по их дистанционному исследованию и изучения. Но все же, как найти экзопланету? В этой статье рассказывается о некоторых методах их поиска.

Существует три основных непрямых метода поиска экстрасолнечных планет, каждый из которых основан на влиянии планеты на материнскую звезду. Они делятся на:

метод радиальной скорости

метод с использование астрометрии

транзитный метод.

Все они имеют достаточно простое физическое обоснование, однако, учитывая малое влияние «легких» планет на массивную звезду, а также удаленность наблюдаемых объектов, поиск планет исключительно сложен и трудоемок. Особенно сложно искать планеты с земной поверхности, так как атмосфера вносит помехи в любые астрономические наблюдения. В связи с этим, планеты часто ищут с помощью орбитальных инструментов.

В будущем астрономы надеются, что с совершенствованием оптики появится возможность фиксировать непосредственно видимое излучение, отраженное экзопланетой (экстрасолнечной, внесолнечной планетой) или испускаемое ею в виде инфракрасного излучения тепло. Такие методы называются методами прямого наблюдения, в результате которых фиксируется электромагнитное излучение поверхности или атмосферы планеты, что позволило бы определить ее химический и агрегатный состав. Существует несколько теоретических методов прямого наблюдения планет, и среди них выделяются:

метод спектрального разделения энергии

поляриметрия

обнуляющая интерферометрия.

На середину марта 2008 года было открыто 277 экзопланет в 238 звездных системах.

Метод радиальной скорости

Радиальная скорость 51 Пегаса

Основывается на измерении радиальной (составляющей вдоль луча зрения) скорости звезд. При этом свет от исследуемого объекта пропускается сквозь призму и раскладывается в спектр.

Раскаленная звезда излучает непрерывный спектр, в котором имеются все длины волн. Но излучение, проходя сквозь более холодные слои атмосферы звезды, поглощается, поэтому в спектре появляются темные линии, соответствующие химическим элементам атмосферы. Появление линий поглощения было замечено еще в 1802 году, а двенадцатью годами позже Й. Фраунгофер точно замерил их угловое положение, и сегодня они называются фраунгоферовыми линиями. Так, например, выглядит спектр нашего Солнца.

Фраунгоферовы линии дают информацию не только о химическом составе звезды, но и о ее температуре и давлении на поверхности. А также о том, вращаются ли вокруг звезды массивные планеты. Но как? Если вы считаете, что планета вращается вокруг звезды, то ошибаетесь – и планета, и звезда вращаются вокруг общего центра масс. Просто масса звезды столь велика, что центр масс планетарной системы находится рядом с центром масс звезды. Это значит, что звезда тоже движется, но по очень маленькой орбите.

Когда, вращаясь по орбите, звезда (или любой другой излучающий объект) приближается к нам, то длины волн ее излучения уменьшаются, то есть смещаются в синюю область спектра, а когда удаляется – длины волн увеличиваются, смещаясь в красную область спектра. ............