На заре цивилизации среди множества звезд на небе люди выделили группу примечательных объектов, получивших громкое название 'планеты', что буквально означает 'блуждающие светила'. И, как это было принято в те далекие времена, каждую планету отождествляли с каким-нибудь из богов национального пантеона (например, кроваво-красная планета у вавилонян носила название бога смерти Нергала, у греков и римлян - бога войны - Ареса и Марса соответственно). Кстати, к числу планет в древности причисляли также Луну и Солнце. Они ведь тоже 'блуждали' вокруг неподвижного центра Вселенной - Земли, в отличие от остальных звезд 'намертво прибитых' к 'хрустальному небосводу'.
    Семь кружащихся планет в порядке удаления от земной тверди: Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн - уже немалые знания для младенчества науки. Построенная хитроумными эллинами модель мироздания для своего времени объясняла почти все, особенно с эпициклами Клавдия Птолемея. Поэтому гелиоцентрическая система в качестве истины просуществовала так долго - почти девятнадцать веков. Пока Николай Коперник не придумал более простое объяснение наблюдаемых явлений и не построил гелиоцентрическую систему мира, которую мы, неблагодарные, сейчас считаем элементарной тривиальностью. И это придумано за целых полстолетия до изобретения первого телескопа!
    Но вот, вооружившись новым оптическим оружием - телескопом, астрономы собственными глазами удостоверились в том, что планеты - огромные тела действительно похожие на Землю, а не какие-то там блуждающие огоньки или плоские блестящие диски, задача которых сводилась к украшению нашего неба. Представляете, какое чувство охватило Галилео Галилея, первого из людей разглядевшего на Луне горы? Или фазы Венеры? А свита спутников Юпитера - напоминающая в миниатюре солнечную систему? Людям средневековья в такие 'чудеса' было поверить не легче, чем в то, что наша планета вертится. Шло время. Место веры потихоньку, но прочно, занимала повзрослевшая наука. В 1781 году Вильям Гершель открывает седьмую планету - Уран. Спустя шестьдесят пять лет, в 1846 году Й. Галле находит Нептун как раз там, где после долгих расчетов В. Леверье и Дж. Адамса должна была находиться восьмая планета Солнечной системы исходя из возмущений орбиты Урана. Эта триумфальная победа Астрономии имела большое значение для всего естествознания и показала огромную предсказательную силу знания в отношении к далеким мирам.
    Таким же способом в 1930 году Клайдом Томбо был открыт Плутон. Правда в 2006 году его низвели в ранге до класса малых планет, к которому отнесли и другие довольно крупные объекты пояса Койпера, такие как Куаоар, Седна, Эрида и другие, что никак не умаляет значение этого открытия. В конце ХХ - начале ХХI столетия астрономия начала особенно бурно развиваться. Мощные телескопы и, особенно, автоматические зонды, раскрыли перед изумленными жителями земли все новые и новые подробности из 'жизни' планет, их спутников, и ряда других тел Солнечной системы. Множество удивительных открытий ждало и еще ждет в будущем человечество, исследующее 'родную' планетную семью. Однако этого для истинных служителей науки всегда было мало, и как только появились подходящие технические средства, ученые начали новую захватывающую 'охоту' за планетами иных звезд, наличие которых предрекалось давно. Так начался поиск внесолнечных или экзопланет и наступила новая эпоха в развитии планетарной астрономии.

Начало открытий экзопланетных систем

    Первые попытки найти планеты, около иных светил, были связаны с наблюдениями за положением близких звезд. Еще в 1916 году Эдуард Бернард обнаружил красную звездочку, которая 'быстро' смещалась по небу относительно других звезд. Астрономы окрестили ее Летящей звездой Барнарда. Она одна из ближайших к нам звезд и по массе в семь раз меньше Солнца. Исходя из этого, влияние на нее планет, если они есть, должно было быть заметным. В начале 60-х годов ХХ века Питер Ван де Камп объявил, что открыл у нее спутник массой с Юпитер. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году выяснил, что звезда Барнарда движется без колебаний и, значит, массивных планет не имеет.
    В конце 80-х годов ХХ столетия многие группы астрономов начали систематическое измерение скоростей ближайших к Солнцу звезд, ведя специальный поиск экзопланет с помощью высокоточных спектрометров. И, что удивительно, первые планеты были открыты не у звезд главной последовательности, а у пульсаров! Дело в том, что радиопульсары - чрезвычайно стабильные источники и ученые могут выявить их движение со скоростями порядка 1 см/с, а, значит, обнаружить рядом планеты, массами намного меньше Юпитера. Первое подтвердившееся открытие внесолнечных планет сделал Александр Вольшчан в 1991 году около радиопульсара PSR 1257+12 с помощью 305-метровой антенны телескопа в Аресибо. Правда, потом эти экзопланеты были признаны вторичными, так как 'первородные' вряд ли могут пережить катастрофическое сбрасывание оболочки родительской звезды.


    'Настоящая' экзопланета была впервые обнаружена в 1995 году. Это сделали астрономы Мишель Майор и Дидье Квелон. Они построили спектрометр, способный измерять доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. В 1994 году ученые приступили к регулярному измерению лучевых скоростей у 142 ближайших солнцеподобных звезд и довольно быстро обнаружили покачивание звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 сутки под влиянием планеты близкой по массе к Юпитеру. С тех пор с каждым годом количество открытых экзопланет и экзопланетных систем возрастает все больше и больше, что однозначно свидетельствует о значительном распространении подобных объектов. Солнечная система перестала быть единственной в своем роде, хотя, как показывают наблюдения, многие уникальные черты ей все же характерны. Наконец астрономы получили твердые доказательства гениальных догадок Дж. Бруно и других ученых мужей прошлого о наличии во Вселенной множества миров подобных, или не очень, нашему!
    Открытым экзопланетам в настоящее время присваиваются названия, состоящие из названия звезды, около которой обращается планета, и дополнительной строчной буквы латинского алфавита, начиная с буквы 'b' (например, 51 Peg b, HD 189733 b). Следующей планете присваивается буква 'с', потом буква 'd' и так далее по алфавиту. При этом буква 'а' не используется потому, что такое название подразумевало бы собственно саму звезду. Кроме того, планеты называются в порядке их открытия, а не по мере удаления от звезды обращения. Поэтому планета 'с' может быть ближе к звезде, чем планета 'b'. Вот такая интересная номенклатура, которая наверняка вызовет путаницу, когда наступит время звездных экспедиций, если еще не раньше. Многие внесолнечные планеты имеют еще и неофициальные 'прозвища' (например, HD 2094586 - 'Осирис', 51 Peg b - 'Беллерофонт'). Но в научном обществе присвоение официальных личных имен экзопланетам считается непрактичным.

Методы поиска экзопланет

    Учеными придумано несколько методов выявления планет около звезд. Коротко остановимся на основных:

    Астрометрический метод. Основан на изменении собственного движения звезд под гравитационным воздействием планет. Хотя с помощью астрометрии были уточнены массы некоторых экзопланет, ни одного подтвержденного открытия сделать, пока, не удалось.

    Спектрометрическое измерение радиальной скорости звезд. Самый распространенный метод. Звезда, имеющая планету или звездную компоненту, испытывает колебание скорости 'к нам - от нас', которое можно измерить, наблюдая доплеровское смещение спектра светил. На первый взгляд это очень сложно. Под действием Земли скорость Солнца изменяется с периодом год на сантиметры в секунду. Под действием Юпитера - на метры в секунду. При этом тепловое уширение спектральных линий звезды соответствует разбросу скоростей порядка 1 км/с. То есть даже в случае такой массивной планеты как Юпитер, надо измерять смещение спектральных линий на тысячную и боле долю от их ширины. Метод основан на наложении спектра звезды на сильно изрезанный линиями калибровочный спектр. Небольшое смещение спектра звезды приводит к изменению суперпозиции на всех частотах, что значительно увеличивает точность измерений. Правда, потом нужно еще учесть суточное движение Земли (это порядка 1 км/с), движение нашей планеты вокруг Солнца (приблизительно 30 км/с), влияние Луны и других тел Солнечной системы. После значительного усовершенствования техники, сейчас ученым удается получить точность до 1 м/с. Именно этот метод обеспечил начальный прорыв в поисках планет возле иных солнц.

    Метод транзитной фотометрии. Если наблюдатель случайно окажется приблизительно в плоскости орбиты, масса планеты будет определена наиболее точно. И, при этом, можно также наблюдать такое явление, как прохождение планеты по диску звезды - ее транзиты. Конечно, различить темный кружочек на точечном диске светила пока нельзя, однако небольшое уменьшение светимости звезды измерить можно. Такие 'затмения' яркости ничтожны и в случае, например, прохождения Юпитера на фоне Солнца будут становить одну сотую, а для Земли одну десятитысячную долю от общего светового потока нашего светила. И, еще, для того же Юпитера такое явление должно было бы происходить исключительно редко - один раз на 12 лет. Тем не менее, природа воистину неисчерпаема в многообразии форм движения материи и подарила астрономам возможность использовать метод транзитов: было открыто многие экзопланеты, находящиеся на низких орбитах и быстро вращающиеся вокруг своих звезд - так называемые 'горячие юпитеры'. А у них вероятность оказаться в плоскости наблюдения гораздо выше. Только с помощью транзитов ученым удается исследовать ряд важнейших характеристик внесолнечных планет - измерить радиусы, плотность, узнать о свойствах атмосфер.

    Гравитационное линзирование. Когда одна звезда проходит на фоне другой, то, как предсказывает общая теория относительности, свет дальней звезды искривляется тяготением ближней и ее яркость увеличивается. Если у ближайшей звезды есть планеты, то это скажется на кривой изменения яркости. Для получения результатов нужно одновременно следить за блеском миллионов звезд. Так что, хотя эффект был предсказан А. Бялко в 60-х годах ХХ века, реализация стала возможна после появления мощных компьютеров и хороших ПЗС матриц. Этот метод наиболее чувствителен к легким планетам типа Земли, находящимся на широких орбитах. К изъянам метода следует отнести то, что провести повторное наблюдение эффекта гравитационного линзирования одной и той же звезды невозможно.

    Визуальное наблюдение. Увидеть экзопланету даже мощным телескопом очень непросто. Яркий свет родительской планеты затмевает ее ничтожный блеск. Тем не менее, для слабых звезд и бурых карликов прямое детектирование уже стало возможным.

---