Открытие Первых Экзопланет.

Л.В.Ксанфомалити

ИКИ РАН, Москва

В конце 1995 г. произошло так долго ожидавшееся событие: впервые была обнаружена экзопланета, - планета у звезды 51 в созвездии Пегаса. Экзопланетами, т.е. внешними по отношению к Солнечной системе стали называть планеты у других звезд. Сообщения об открытии таких планет появлялись и раньше, в течение почти всей второй половины ХХ века, но они неизменно опровергались. Исключением стало открытие планет у звезды-пульсара в 1991 г. Но классической (и самой долгой) можно считать историю поиска гипотетических планет у крошечной звезды Барнарда.

ЗВЕЗДА БАРНАРДА.

В конце XIX века в США каждое открытие кометы приносило автору открытия по 200 долларов. Поиском комет подрабатывал и Э.Барнард. В 1916 г. он случайно обнаружил необычную слабую красную звездочку 11-й звездной величины Звезда Барнарда в 250 раз слабее самых слабых звезд, доступных невооруженному глазу. Ее главная особенность - относительно быстрое движение по небу, на 10 секунд дуги в год. Происходит это из-за близости звезды к нам (6 световых лет); это вторая ближайшая звезда. Известный американский астроном ван де Камп не прекращал ее исследования более полувека. Он впервые начал изучать движение звезды Барнарда еще в 1938 г., используя измерения точного ее положения относительно других звезд (астрометрический метод), и настойчиво продолжал их до 80-х годов. Накопив к началу 60-х годов примерно 2000 снимков положения звезды, Ван де Камп стал утверждать, что след звезды Барнарда образует слабо волнистую линию. Согласно его наблюдениям, в своем движении звезда периодически колеблется.

Такие колебания могут возникать под действием массивной планеты, как это показано на рис.1. В своем движении оба тела сохраняют равенство угловых моментов относительно центра масс. Чем массивнее планета и чем меньше масса звезды, тем заметнее периодические колебания в ее движении. Из данных Ван де Кампа следовало, что возмущения в движении вызывает планета размером с Юпитер или больше. В простейшем случае, если система наблюдается с полюса, след может быть синусоидальным, но если орбита планеты имеет значительный эксцентриситет или планет несколько, то вид колебаний становится сложным.

{ Рис.1. Планета и звезда, обращающиеся вокруг общего центра масс - барицентра.}

Как пример, на рис. 2 показан сложный путь центра Солнца вокруг барицентра Солнечной системы, вызываемый действием планет-гигантов в период 1985-2000 гг. Естественно, чтобы обнаружить такие движения звезды, требуются очень длительные измерения, сопоставимые с периодом обращения самой планеты.

В дальнейшем де Камп говорил уже о двух планетах, с периодами 12 и 26 лет. Успехам его идей способствовало и то, что сам де Камп был приятным человеком, умел владеть аудиторией, и вызывал симпатию как у коллег, так и у журналистов и слушателей. Его сообщения вызывали большой интерес у публики, но некоторые скептики относились к ним недоверчиво, хотя их было немного.

{ Рис.2. Движение Солнца под гравитационным влиянием планет гигантов в период 1985-2000 гг.}

Среди скептиков был и Н.Вегман, один из близких коллег де Кампа. Его имидж не отличался таким блеском, как у де Кампа, и он был, как говорят, весьма застенчив. Он провел независимые наблюдения, и не нашел никаких колебаний в движении звезды Барнарда. Однако публиковать свои результаты он не стал. В этой истории участвовало еще несколько ключевых фигур, но главным стал Джордж Гейтвуд, молодой аспирант обсерватории Алледжени (США), которому в 1971 г. предложили в качестве диссертационной темы исследование движения звезды Барнарда. Гейтвуд с участием других сотрудников разработал и изготовил новый астрометрический прибор - многоканальный компьютеризированный фотометр, который в значительной мере исключал из наблюдений "человеческий" и инструментальные факторы. Когда удалось собрать достаточное количество снимков, полученных независимо на двух обсерваториях, компьютерная программа обработки была пущена в ход. У громоздкого и грохочущего принтера 70-х годов столпились сотрудники. "Это был странный случай, все произошло так быстро, за минуты," - рассказывал Гейтвуд.- "Мы смотрели на выползавшую из принтера распечатку, причем не знали, какая из звезд - Барнарда. И вот появилась звезда с возмущениями около 30 мсек дуги. Я оживился. Бог мой, вот она! Мы нашли! Фантастика! Мы столпились, разглядывая, обсуждая, и тогда я увидел номер звезды. Это НЕ БЫЛА звезда Барнарда! Это была двойная звезда с возмущающим компаньоном." Далее они увидели, наконец, ровный, без всяких колебаний, след звезды Барнарда. Никаких планет!

Де Камп провел много других полезных исследований. Но до конца своих дней он настаивал на своем,- на существовании планет у звезды Барнарда. Де Камп умер в 1995 г., в год открытия первой подлинной экзопланеты у звезды 51 Пегаса. А Дж.Гейтвуд в дальнейшем значительно усовершенствовал свой метод и опроверг множество сообщений об экзопланетах, за что получил прозвище "закрыватель планет". Но теперь за ним числится и открытие: экзопланета у звезды Лаланд 21185.

ЭКЗОПЛАНЕТЫ У НЕЙТРОННОЙ ЗВЕЗДЫ.

Одновременно с астрометрическими приключениями звезды Барнарда появились сообщения (вполне обоснованные, как выяснилось в дальнейшем) об открытии экзопланет там, где искать их никому не приходило в голову.

Начало этой истории было положено еще в 1967 г., когда Жослин Бэлл, аспирантка Кэмбриджского университета в Англии, которому принадлежит крупная радиоастрономическая обсерватория Джодрелл Бэнк, при работе на радиотелескопе неожиданно наткнулась на странный объект, в котором поначалу даже заподозрили деятельность "братьев по разуму". При наблюдениях с достаточно малой постоянной времени регистрирующего устройства, обнаружилось, что радиоисточник постоянно "тикает" с точным периодом 1.3 с. Так был открыт первый пульсар - особая звезда с периодически повторяющимися импульсами. Есть пульсары, которые поют. Точнее, гудят на постоянной ноте, с точностью тона, лучшей чем у кварцевых часов.

Здесь не место рассказывать об эволюции звезд, но важнейшим фактором эволюции является их масса. Если она больше солнечной примерно в 8 и более раз, то звезда излучает "слишком" много энергии, термоядерные реакции в ней сравнительно быстро исчерпывают "горючее", его горение заканчиваются и звезда взрывается как сверхновая типа II, с немыслимым выделением энергии и с потерей своих оболочек. Оставшаяся часть, примерно половина или меньше, сжимается до ничтожных размеров, примерно в десяток километров (в то время, как диаметр Солнца 1 400 000 км). Под действием чудовищного давления электронные оболочки атомов разрушаются и образуется нейтронная звезда невообразимой плотности. По закону сохранения момента, сжимаясь, звезда вращается все быстрее и быстрее, до сотен оборотов в секунду (у Солнца осредненный период вращения немного меньше месяца). Звезда как будто замирает, но в ней продолжают происходить какие-то физические процессы, и звезда, подобно маяку, посылает в двух диаметрально противоположных направлениях радиолучи огромной мощности и с широчайшей полосой частот. Вероятнее всего, радиолуч рождается в синхротронном механизме, при торможении потоков электронов в сильном магнитном поле, и охватывает весь диапазон электромагнитных колебаний. Почему получаются два узконаправленных луча - неизвестно, хотя теоретики не скупятся на гипотезы. Такие радиоисточники назвали пульсарами. Читатель, вероятно, уже сообразил, как мала вероятность того, что луч вращающегося узконаправленного небесного маяка станет пробегать именно по Земле. Но даже таких пульсаров достаточно много; ныне их известно более 800, и все они поют на разные голоса. Кстати, за миллионы лет их вращение постепенно замедляется. Когда период достигает примерно 5 с, излучение пульсара становится настолько слабым, что он практически исчезает.

Большинство известных пульсаров сосредоточены вблизи галактического диска. Некоторые пульсары входят в двойные и даже кратные системы. В этом случае, еcли орбита пульсара расположена удачно для наблюдателя, возникают периодические доплеровские сдвиги частоты, как у обычных двойных звезд (рис.3). Длина волны и период импульсов увеличиваются, когда источник удаляется, и уменьшаются, если он приближается. Источник как бы отстает или догоняет собственное излучение. Кроме кратных звездных систем такие же сдвиги могли бы возникнуть и под действием планеты, как показано на рис.1.

{ Рис.3. Возникновение доплеровского сдвига частот при движении звезды вокруг барицентра.}

В 1991 г. самый большой в мире радиотелескоп Арэсибо был остановлен на частичный ремонт. Огромная параболическая антенна Арэсибо неподвижна, поэтому основной режим работы этого радиотелескопа - пассажный, т.е. возможна регистрация радиоизлучения небесных источников только на определенном склонении (небесной "широте"), когда они проходят через его неподвижную диаграмму. Американский радиоастроном, недавний эмигрант из Польши, Алекс Вольцшан использовал остановку плановых работ на радиотелескопе для своего поиска пульсаров, расположенных высоко над плоскостью Галактики. Вскоре ему удалось обнаружить в созвездии Змеи систему их двух нейтронных звезд, одна из которых является пульсаром. Но настоящей удачей Вольцшана была находка слабого пульсара PSR B1257+12, который посылает свои импульсы каждые 6.2 мс. Он находится очень далеко, на расстоянии 1300 световых лет от Земли. По ряду причин пульсары весьма удобны для исследования межзвездного пространства, и существуют специальные математические модели, которые позволяют получить сведения о межзвездной среде именно путем обработки данных о пульсаре. Но PSR B1257+12 такой обработке никак не поддавался. Поэтому Вольцшан попросил своего коллегу Дейла Фрейла (из другой радиообсерватории) провести дополнительные измерения, чтобы независимо проверить свои результаты. Они подтвердились.

Неизвестно, пришла ли бы к Вольцшану идея поискать объяснения в возможном присутствии у пульсара планеты, если бы до него английский ученый Андрью Лин не выступил в печати с сообщением об открытии планеты у другого пульсара, PSR B1829-10. Его статья в журнале Nature появилась 25 июля 1991 г. вместе с крупным заголовком, вынесенным на обложку журнала: "Первая планета вне нашей Солнечной системы". У Лина были те же проблемы с обработкой данных, но когда он догадался включить в модель пульсара периодическое воздействие, создаваемое массивной планетой, все стало на место. Странным был, однако, период планеты: ровно половина земного года. Ну, да всякие бывают совпадения. У Вольцшана c Фрейлом тоже дела быстро пошли на лад, когда они включили такое же периодическое воздействие от массивной планеты. Еще лучше получилось с включением не одной, а двух планет. Осенью 1991 г. на научную конференцию были представлены два доклада, - Лина и Вольцшана. За несколько дней до того Лин еще раз проверил свои результаты, уже с новой программой обработки, и планета - о, ужас! - исчезла. Ошибку вызывало, по-видимому, годичное движение Земли. Тем не менее, оба сделали свои доклады, причем Лин сообщил об ошибке.

В 1993 г. Вольцшан объявил, что у пульсара PSR B1257+12 оказалось даже три планеты. Поразительно, что все они находятся на расстояниях от пульсара, точно пропорциональных (но не равных) расстояниям от Солнца Меркурия, Венеры и Земли, т.е. удалены в том же отношении 0.39/0.72/1.0. Массы планет довольно значительны, 0.2, 4.3 и 3.6 земной, а периоды составляют 25, 67 и 98 сут. Это странный мир, скорее всего мир кромешной тьмы и яростных потоков электронов, позитронов и гамма-излучения, обрушивающихся на планеты 160 раз в секунду. Разумеется, было бы наивно думать о жизни на таких планетах. Интереснее другое - откуда там взялись планеты? Предположение, что они когда-то существовали у звезды до взрыва и сохранились, не проходит по нескольким причинам. После взрыва планеты должны были бы оказаться внутри газовых оболочек звезды. Но даже если бы они и сохранились, пусть в сильно обожженом виде, удержаться на своих орбитах они бы не смогли: после взрыва масса звезды и ее тяготение резко уменьшаются, в результате чего орбиты планет быстро раздуваются и планеты в конце концов покидают звезду.

Возможное объяснение природы планет пульсара PSR B1257+12 связано именно с его быстрым вращением, хотя он должен быть достаточно старым (и медленным). Предполагается, что рядом с ним существовала другая звезда, вещество которой постепенно перетекало к пульсару, все ускоряя его вращение, а остатки звезды конденсировались в планеты. Ныне такой звезды нет: ее вещество полностью поглощено пульсаром.

По-видимому, Вольцшану здорово повезло. С тех пор ни одного подтвердившегося открытия планет у других пульсаров не состоялось, несмотря на наличие некоторых кандидатов (Достаточно надежное обнаружение планетной системы у пульсара PSR 0329+54 было выполнено сотрудниками Радиоастрономической станции АКЦ ФИАН в Пущино (Т.В.Шабанова и др.) - прим. ред.).

"ГОРЯЧИЙ ЮПИТЕР" У ЗВЕЗДЫ 51 В СОЗВЕЗДИИ ПЕГАСА.

Схема возникновения доплеровского смещения частоты (или длины волны), представленная на рис.3, разумеется, справедлива и для оптических методов. По периодическому изменению знака доплеровского сдвига астрономы безошибочно определяют наличие у звезды компаньона, часто даже невидимого. Для этого используются изменения положения многочисленных спектральных линий звезды. Метод измерений называется методом радиальных (лучевых) скоростей (или доплеровского сдвига). Сдвиг определяется относительно спектральных линий лабораторного источника. (Таким же способом находится относительная скорость звезд относительно Солнца). Предельными возможностями метода, существующего уже около сотню лет, обычно считали скорости примерно 500 м/с, что для обнаружения планет (по вынужденному обращению звезды вокруг барицентра) совершенно бесперспективно. Такие скорости очень малы. Например, орбитальная скорость Солнца под действием Юпитера - всего 12.5 м/с.

И метод лучевых скоростей, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, который ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета, но при этом орбитальная скорость звезды - ничтожно мала, и наблюдения растягиваются на несколько десятилетий. Метод лучевых скоростей, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. Исследователи исходили обычно из массы и периода Юпитера. Никто не предполагал, однако, что тело может быть настолько близким к звезде...

По-видимому, в начале 90-х годов новая технология уже была на пороге. Стремясь улучшить чувствительность метода доплеровского сдвига, несколько групп ученых в разных концах Земли одновременно занялись его усовершенствованием. К тому времени в Канаде Б.Кэмпбелл и Г.Уолкер сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Методом наложения они сравнивали положение линий в спектре звезды с лабораторным спектром паров фтористого водорода (плавиковой кислоты). Последний однако крайне неудобен для работы из-за высокой его токсичности. Такой же прорыв, но без использования неприятных ядовитых веществ, сумели осуществить в Швейцарии сотрудники Женевской обсерватории Мишель Майор и Дидье Квелоц, который тогда был аспирантом. В разработанном ими спектрометре был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В наблюдениях на французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они сумели получить предельную чувствительность 13 м/с! Используя свой спектрометр, в 1994 г. они приступили к поиску планет у 142 солнцеподобных звезд из сравнительно близкого окружения Солнца, в том числе у находящейся на расстоянии 50 световых лет звезды 51 в созвездии Пегаса.

Другая группа, в Сан-Францисском университете в США, к этому времени уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. Джеффри Марси начал поиск планет в 1987 г. Он использовал идею канадцев, но по предложению Пола Батлера, который тогда, как и Квелоц, был аспирантом, фтористый водород был заменен йодом. В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных полос и линий звезд. Расчеты показывали, что чувствительность метода будет прекрасной, но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта понадобится очень трудоемкая обработка результатов, причем потребуется весьма мощный компьютер. Сами звезды, благодаря нестабильности их атмосфер, ограничивают минимальные пределы регистрации скоростей величиной примерно 3 м/с. По расчетам, чувствительность нового метода должна была составить 10 м/с. Однако практические результаты Марси и Батлера поначалу были довольно безрадостными. "Подлинным нашим бичом были неожиданно большие инструментальные ошибки," - писал Батлер. - "Наши расчеты и испытания показывали, что информация по каждому спектру даст конечное разрешение 10 м/с, что мы легко достигали в кратковременных тестах. В ходе ночных наблюдений типичный разброс повторных наблюдений звезды был 5--10 м/с. Проблема же была в том, что наблюдения от ночи к ночи давали разброс от 20 до 100 м/с". Отличные результаты, полученные ими накануне, на следующую ночь казались ошибочными. \break 6 лет они дорабатывали и совершенствовали программы обработки. Так продолжалось, пока в 1994 г. с помощью Стива Вогта они не заменили оптику спектрометра на Ликской обсерватории, где выполнялись наблюдения. И сразу же произошел перелом: им удалось довести порог до 3 м/с. Это вполне позволило бы воображаемому наблюдателю, удаленному от нас на 30 световых лет, обнаружить Юпитер по его влиянию на Солнце. Однако накопленные материалы требовали нескольких лет компьютерной обработки. Чтобы ускорить дело, они резко сократили число регулярно наблюдавшихся звезд со 120 до 25. Среди отброшенных была и звезда 51 Peg, потому что в Йельском каталоге ярких звезд 51 Peg значилась как нестабильный субгигант, не относящийся к солнечному типу. Это была ошибка в каталоге, а для Марси и Батлера это была роковая ошибка. Если бы они знали, какое открытие лежит в этих файлах, они поторопились бы с обработкой.

Еще несколько групп исследователей тоже неторопливо накапливали материал, куда торопиться, ведь обнаружима планета с массой не менее Юпитера, а его "год" это 12 земных лет...

У швейцарских исследователей Майора и Квелоца метод давал результат сразу. Методика была отлажена, но уже через несколько месяцев после начала работы что-то не заладилось с 51 Peg. В течение нескольких ночей довольно значительная часть лучевой скорости звезды меняла знак, изменяясь на 60 м/с. "Спектрометр новый, наверное с ним что-то не в порядке",- предположил Майор. Но уже в декабре 1994 г. в руках у Майора и Квелоца оказалась синусоидальная кривая изменения скорости 51 Peg с периодом всего 4.2 дня! Но этого не может быть, потому что не может быть никогда, ведь у Юпитера - период 12 лет! К тому же другие наблюдают те же звезды уже 10 лет, но ничего не нашли... Такая планета должна быть чем-то вроде Юпитера, но быть на орбите в 8 раз ближе к звезде, чем Меркурий к Солнцу (и в 20 раз ближе Земли).

Не желая оказаться в незавидном положении, Майор и Квелоц решили не публиковать свое открытие, а проверить его еще и еще раз. Время на это было: в марте 1995 Пегас ушел за Солнце, и до возобновления наблюдений в июле оставалось 4 месяца томительного ожидания. В июле 51 Peg появился точно с расчетным значением лучевой скорости. Еще через несколько ночей наблюдений сомнений уже не оставалось, и ученые устроили домашнее торжество с шампанским и тортом. Квелоц рассказывал: "Это было сумасшедшее время. Мы волновались, но испытывали некоторую скованность перед психологическим шагом, который необходимо было сделать: найдена первая планета вокруг нормальной звезды. Но планета совершенно необычная - намного ближе к своему солнцу, чем кто-либо мог предположить. Поэтому было очень, очень трудно убедить себя, что это - планета, а не пульсации звезды, или ее вращение, или что-то еще".

Забегая вперед, надо сказать, что именно с такой критикой, что у 51 Peg наблюдаются пульсации звезды, а не экзопланета, - в 1997 г. в журнале Nature выступил Д.Грей. Но после оживленного обсуждения специалисты пришли к выводу, что любые пульсации атмосферы звезды не могут дать столь строгую и правильную периодичность, как та, что наблюдается у 51 Peg. По той же причине не проходит и предположение о возможных пятнах на звезде.

Осенью 1995 г. на конференции в Италии Майор и Квелоц доложили о своем открытии, о странной близости планеты к звезде и ее большой массе. Метод радиальных скоростей фактически дает оценку не самой массы М, а величину M/sin i. Правильность оценки массы экзопланеты зависит от угла i, который образует плоскость ее орбиты с направлением на наблюдателя; для 51 Peg это, скорее всего, половина массы Юпитера (Масса Юпитера составляет 1/1047 массы Солнца). Из-за близости к звезде температура планеты превышает, вероятно, 1000$0$ (в дальнейшем этот тип планет получил название "горячий юпитер"). Открытие, конечно, вызвало сенсацию, но критики тут же отметили, что такая планета, по ряду причин, просто не могла образоваться. Интересно отметить однако, что развитие теории происхождения Солнечной системы привело в последнее время к более радикальному выводу: непонятно, как Юпитер образовался там, где он находится...

Докатившаяся вскоре до Марси и Батлера новость стала громом с ясного неба. У них как раз шли наблюдения, и последующие 4 ночи они посвятили столь опрометчиво оставленной ими 51 Peg. Сомнений не было: швейцарцы правы. Огорчению Марси и Батлера не было границ. Они были очень расстроены и даже потеряли сон: столько лет работы, а первенство досталось другим. После публикации в местных масс-медиа они вскоре имели уже "большую прессу" и телевидение на всю страну, причем в кадре появились неожиданные коллеги, которые, по их словам, тоже обнаружили планеты у 51 Peg, даже целых две. Правда, они не смогли объяснить, как они это сделали. Постепенно швейцарцы вообще как-то отошли на второй план, лишь в конце газетных и других публикаций упоминалось, что швейцарские исследователи тоже обнаружили экзопланету.

Майор и Квелоц, понятно, не обрадовались. Но они были вынуждены молчать. Дело в том, что хотя публикация в Nature и закрепляет приоритет, требования редакции запрещают распространяться о содержании находящейся в печати статьи. Поэтому на все обращения журналистов они зло и мрачно отмалчивались, а лавры открытия доставались другим. "Это была полностью вина Nature",- говорил Квелоц. -"Мы были в очень трудном положении, поскольку мы хотели говорить, хотели рассказать о том, что мы сделали, но мы не могли из-за запрета Nature. Была масса звонков от журналистов, но все что мы могли сказать, это - извините, мы не можем ответить. Может быть, спросите кого-либо еще".

Что же касается Марси и Батлера, им срочно предоставили время на самых мощных компьютерах. За последующие 6 месяцев они обработали накопленные за 8 лет материалы о 107-и звездах. Им удалось выделить 6 "подозрительных" звезд, причем одна из них, в созвездии Лебедя (16 Cyg B) одновременно была найдена группой У.Кохрана, тоже в США. Но эта планета - случай особый из-за огромного эксцентриситета орбиты, больше подходящего комете. Зато в числе новых кандидатов оказалась также звезда Тау Кита ($\tau$ Воо), немного ярче Солнца, столь излюбленная фантастами и не обойденная вниманием Владимира Высоцкого. Орбита экзопланеты $\tau$ Воо имеет ничтожный эксцентриситет, ее период ("год") 3.3 дня, а вероятная масса примерно 4 Юпитера. К звезде она еще ближе, чем экзопланета у 51 Peg. Таких экзопланет, типа "горячий юпитер", оказалось больше всего. На рис.4 в одинаковом масштабе расстояний от звезды показаны системы некоторых экзопланет, пульсара PSR B1257+12 и расстояния от Солнца Меркурия, Венеры и Земли.

ЭКЗОПЛАНЕТЫ, "КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ" И СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

В работе 1998 г. Марси и Батлер сообщили о восьми планетных компаньонах звезд с массами M/sin i менее семи масс Юпитера.

{ Рис.4. Сравнение Солнечной системы и систем некоторых экзопланет. Все системы показаны в одинаковом масштабе расстояний от центральной звезды. Только три планеты в системе пульсара PSR B1257+12 чем-то напоминают Солнечную систему. Они находятся на расстояниях от пульсара, пропорциональным расстояниям от Солнца Меркурия, Венеры и Земли.}

В их списке подтвержденных звезд с планетами значатся теперь 47 Большой Медведицы, 70 Девы, $\rho$ Северной Короны, $\rho$ Рака, $\epsilon$ Андромеды. Еще больше - список экзопланет, приведенный в таблице 1, который включает работы других авторов. Огромный эксцентриситет орбиты имеют, кроме 16 Cyg B, также 70 Vir, HD 210277, HD 168443 и другие. Если бы все они обладали большой массой, их можно было бы отнести к "коричневым" или "инфракрасным" карликам.

Поиск "коричневых" или "инфракрасных" карликов велся давно. Похоже, что теперь их нашли. Если масса формирующейся звезды очень мала, менее 0.013 массы Солнца, термоядерные реакции в ней не происходят. Планетой ее назвать нельзя, но и звездой такое тело не становится. Оно постепенно сжимается, за счет чего длительно поддерживается умеренно высокая температура поверхности, около 1300 К. (У самых холодных звезд температура поверхности составляет 2000 К). Впервые инфракрасный карлик был найден Д.Латамом в 1988 г. у звезды HD 114762. Его масса может достигать 80 масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0.38). Предполагается, что такие тела могут находиться и на планетных орбитах. Почему-то не найдено тел с промежуточной массой, от 10 до 80 масс Юпитера.

Открытие экзопланет стало серьезным вызовом теории происхождения Солнечной системы. Если подтвердится, что "горячий юпитер" - правило, а не эффект наблюдательной селекции (такие системы легче всего обнаруживаются), может оказаться, что именно наша Солнечная система относится к редким исключениям. Согласно современным данным, ее структуру определил именно Юпитер, поскольку параметры орбит всех планет находятся в правильных с его орбитой соотношениях. Есть однако работы, в которых указывается, что именно образование Юпитера на его орбите (и связанное с ним положение других планет) - явление крайне маловероятное. Тогда, перефразируя известный "антропный принцип", можно сказать: "Солнечная система такова, потому что мы в ней живем".

Таблица 1. Массы и орбиты подтвержденных экзопланет и их родительские звезды.
Звезда	M sin i (в mЮп)	P (сут.)	a (а.е.)	e	Vr (км/с)
51 Peg	0.44	4.2308	0.051	0.01	56.
$\tau$ Bootis	3.64	3.3126	0.042	0.00	469
55 Cancri	0.85	14.656	0.12	0.03	75.8
$\nu$ Andromedae	0.63	4.621	0.053	0.03	70.
47 Ursae Majoris	2.42	1093	2.08	0.09	47.2
70 Vir	6.84	116.7	0.47	0.40	316.8
16 Cygni B	1.74	802.8	1.70	0.68	52.2
$\rho$ Corona Borealis	1.1	39.6	0.23	0.05	67.
Gliese 876	2.1	60.9	0.21	0.27	239.
Gliese 614	4	~ 2000	~ 3	~ 0.35	80
HD 187123	0.52	3.097	0.042	0.00	72
HD 195019	3.43	18.3	0.14	0.05	268
HD 217107	1.28	7.11	0.07	0.14	140
HD 210277	1.36	437	1.15	0.45	41
HD 168443	5.04	58	0.28	0.54	330
Gliese 86	3.6	15.8	0.11	0.04	379

Примечание: Согласно последним сообщениям (J.Lissauer, Nature, 1999, 398, 659), система $\nu$ Андромеды включает три планеты со следующими массами, периодами и полуосями орбит: 0.71/4.6/0.059, 2.11/241/0.83 и 4.61/1266/2.50.

Из всего, что сказано выше, ясно, что предельные возможности самых совершенных ныне методов позволяют найти у звезды лишь тело с массой Юпитера и не далее его орбиты. Сатурн пока еще был бы недостижим. Тем временем группы исследователей расширяют поле поиска. Майор и Квелоц исследуют 400 звезд в южном небе. Марси и Батлер используют для наблюдений 300 звезд крупнейший телескоп обсерватории Кек (Гавайи, также в южном полушарии). Группа Техасского университета использует новый 9-ти метровый телескоп для наблюдений 400 звезд в северном полушарии. Значительно усовершенствовал свой астрометрический метод Гейтвуд. Предполагается, что за 15 лет будут исследованы все "перспективные" звезды в радиусе 30 световых лет.

Но для поиска планет типа Земли нужны будут совсем новые подходы. До этого еще очень далеко. Недавно создан наземный оптический интерферометр, объединивший 2 больших телескопа. Идея не новая, но впервые стало что-то получаться. Рассматривается проект огромного космического интерферометра с 4-х метровыми телескопами, разнесенными на 100 м. Недавно руководитель НАСА Д.Голдин сказал, что надо бы "построить гигантский, размером в 1 милю (1609 м) космический телескоп, который был бы способен различить горы и океаны на планете земного типа у другой звезды...".