ВЪВЕДЕНИЕ

Определение

Екзопланети (също извънслънчеви планети) наричаме планетите, обикалящи около други звезди, а не около нашето Слънце. За планетите, които са извън Слънчевата система, но не обикалят около звезда, ние въвеждаме термина планети- скитници (също бездомни планети, междузвездни или номадски планети) – тези космически обекти няма да бъдат обсъждани по-долу. След първото откриване на екзопланета през 1988 г. (понеже това откритие е потвърдено много по-късно за година на откриване на първата потвърдена планета, 51b от Пегас, се смята 1995 г.), и след 30 години изследвания, към 1 август 2018 г. е потвърдено, че съществуват 3815 екзопланети, открити в 2053 звездни системи. Повечето от тези екзопланети (над 2000 на брой) са открити от космическия телескоп Кеплер, чието изстрелване през 2009 г. се счита за основен пробив в търсенето и откриването на нови екзопланети. В днешно време приемаме, че присъствието на планети около други звезди е много често явление. Дори е изчислено статистически, че около една от пет звезди, подобни на Слънцето, има подобна на Земята екзопланета в обитаемата зона (т.е. на такова разстояние от родителската звезда, което да позволи съществуването на такова атмосферно налягане върху повърхността на екзопланетата, че там да има вода в течно състояние). Характеристиките на откритите планети обаче варират в много широки граници: от скалисти планети с малка маса, т.е с маса, подобна на масата на Луната, през т. нар. свръхземи (с маси от 2 до 10 пъти по-големи от масата на Земята) до много масивни газови гиганти с маси, които са десетки пъти по-големи от масата на Юпитер. Екзопланетите имат орбитални периоди с продължителност от няколко часа до много хиляди години. Сред екзопланетите има планети с повърхностни температури, достигащи хиляди градуса по Келвин, такива, които са в обитаемата зона, а има и истински ледени светове. Всъщност, има екзопланети, които обикалят около пулсари (или неутронни звезди), а и такива, които обикалят около цели звездни системи. Разнообразието от свойства на откритите екзопланети представлява предизвикателство за астрофизиците, които се занимават с динамиката (произхода и еволюцията) на планетните системи. Особено голямо внимание се обръща на екзопланетите, които се намират в обитаемите зони на техните родителски звезди. На тези планети има шанс да се създадат условия, подходящи за възникване на живот. Изучаването на атмосферните спектри на тези екзопланети може да разкрие следи или атипични съединения, характерни за присъствието на живот (като например молекулен кислород или метан). С общите въпроси за произхода и откриването на признаци на живот върху екзопланетите се занимава бързо развиващата се наука астробиология.

Съдържание на главата

След кратката историческа екскурзия ще опишем някои от методите, понастоящем използвани за откриването на екзопланети. При всеки един метод ще споменем и физическите величини, с които можем да правим измервания, и ще обобщим постигнатите до сега резултати. В практическата част ще предложим няколко упражнения за задълбочаване на обсъжданите теми: от много прости въпроси и демонстрации до по-сложни задачи и мини-проекти.

ТЕОРЕТИЧНА ЧАСТ ЗА УЧИТЕЛИТЕ

Обозначаване на екзопланетите

Астрономите са въвели следното систематично обозначаване на екзопланетите: обозначението на звездата е последвано от малка буква на латиница (започва се с буквата „b“), указваща реда, в който е открита екзопланетата при съответната звезда. Например „HIP 75458 b“ означава първата планета, открита при звездата HIP 75458, или „55 Cancri e“ означава четвъртата планета, открита при звездата 55 Cancri.

История

За съществуването на планети извън нашата Слънчева система от векове са говорили астрономи, философи и писатели. Това е започнало още от времето на хелиоцентричната концепция за Вселената, когато Джордано Бруно е изказал идеята, че звездите всъщност са космически обекти, подобни на нашето Слънце и като такива могат да бъдат „домакини“ на други планетни системи. Други учени и мислители са споделяли подобни идеи и през следващите години, включително Исак Нютон, който в най-известния си труд „Philosophiae Naturalis Principia Mathematica“ поставя извънземните планетни системи наравно със Слънчевата система. През годините много астрономи са се опитвали да открият екзопланети с различни методи. Всички докладвани открития, обаче, по-късно се оказват погрешни. Едва през 1983 г. астрономите правят същинско новаторското наблюдение на първата екзопланета – тогава е наблюдаван протопланетен диск (зародиш на планетна система) около звездата Бета Пикторис. Повратният момент настъпва през 1988 г., когато за пръв път се открива истинска екзопланетата, потвърдена доста по-късно, едва през 2003 г. Става дума за т. нар. горещ Юпитер, обикалящ около звездата Гама Цефей, и открит по метода на лъчевите скорости (вижте по-долу за обяснение и на двата термина) от канадските астрономи Б. Кемпбел, Г. Уолкър и С. Янг. Междувременно обаче, през 1992 г. е направено откритието на екзопланетната система около пулсара (неутронната звезда) PSR 1257 + 12, а през 1995 г. е открита и планета, обикаляща около звездата 51 Pegasi от Главната последователност (тяхното откриване е потвърдено почти веднага). Следователно, не е съвсем ясно за кое от тези открития може справедливо да се каже, че е първото откриване на екзопланета. На границата между двете хилядолетия броят на значимите открития бързо нараства. 

За по-голяма яснота, тук са обобщени най-важните етапи: 

1988 г.: първо непотвърдено откриване на екзопланета (Gamma Cephei b) 

1992 г.: първо откриване на екзопланета, обикаляща около пулсар (PSR 1257 + 12b) 

1995 г.: първо откриване на екзопланета, обикаляща около звезда от Главната последователност (51 Pegasi b) 

1999 г.: първо откриване на транзитна екзопланета (HD 209458b), първо откриване на мултипланетна система (Upsilon Andromedae) 

2001 г.: първо откриване на екзопланета, намираща се в обитаемата зона (HD 28185b), първо измерване на свойствата на екзопланетната атмосфера (HD 209458b) 

2005 г.: първо пряко наблюдение на екзопланета (наблюдение на екзопланетата HD 209458b с телескопа Спитцер в инфрачервената област) 

2006 г.: изстрелване на спътника CoRoT, т. е. на първия спътник, предназначен за откриването на екзопланети (използва транзитния метод) 

2009 г.: изстрелване на спътника Кеплер (Kepler), предназначен за непрекъснато заснемане на яркостта на около 15 000 звезди и търсене на екзопланети; спътникът CoRoT открива първата планета от земен тип (CoRoT-7b)

2014 г.: открита е първата камениста екзопланета с размерите на Земята, която обикаля в обитаемата зона (Kepler-186f)

MМетоди за откриване на екзопланети

Основната пречка, която прави откриването на екзопланети много сложно е, че те са сравнително малки и далечни обекти, които светят само със светлината, отразена от звездите, около които обикалят. Освен това, откриването на екзопланетите се утежнява от факта, че когато се гледат от Земята, екзопланетите не са на достатъчно голямо ъглово разстояние от родителската си звезда и по този начин са напълно „засенчени“ от пряката им светлина (т.е. губят се в блясъка на самата звезда). Въпреки, че техниката на наблюдение на екзопланетите вече е напреднала до етап, който позволява директното заснемане на някои екзопланети (разположени на достатъчно голямо ъглово разстояние от централната им звезда), астрономите в повечето случаи трябва да разчитат на косвени методи за наблюдение. Това се вижда и от диаграмата на Фиг. 2, която показва броя на екзопланетите, открити с помощта на различните методи през годините. В следващите параграфи подробно ще опишем двата най-разпространени косвени метода за откриване на екзопланети: Метода на лъчевите скорости (Доплерово отместване) и Транзитния метод (наричан още Метод на транзитната фотометрия).

Метод на лъчевите скорости (Доплерово отместване)

Този метод използва един от основните принципи на динамиката на двойните системи: в инерциалната система по-малкото тяло не обикаля около по-голямото тяло, а двата обекта обикалят около общ център на масите. По този начин, присъствието на обикалящата екзопланета кара самата централна звезда да се движи по (най-общо елиптичен) път около центъра на масите на системата звезда – екзопланета. От гледна точка на наблюдателя на Земята това означава, че радиалният (лъчевият) компонент на скоростта на звездата спрямо Земята периодично се увеличава и намалява (виж Фиг. 3). Това се отразява в спектъра на звездата като периодично (Доплерово) изместване на спектралните линии около средните им точки, което по принцип се открива с помощта на спектрометър. Големината на това изместване зависи от няколко фактора. Първо, съотношението на орбиталните скорости на звездата и екзопланетите около техния общ център на масата е равно на съотношението на масата на екзопланетата към масата на звездата. Второ, орбиталната скорост на планетата е обратно пропорционална на квадратния корен на разстоянието от центъра на масата на системата. 

По този начин, колкото по-голяма е масата на екзопланетата и колкото по-малко е нейното разстояние от родителската звезда, толкова по-голяма е орбиталната скорост на звездата около центъра на масата на системата. Типичните стойности на орбиталните скорости на екзопланетите са от порядъка на десетки до стотици километри в секунда (km/s). За слънцеподобни звезди и екзопланети с маси като масата на Юпитер орбиталната скорост на звезда около общия център на масите е от порядъка на десетки метри за секунда (m/s). Големината на промяната на радиалната скорост, а оттам и на амплитудата на самото положение на спектралната линия, допълнително зависи и от наклона на орбиталната равнина на наблюдателя: ако системата звезда – екзопланета обикаля перпендикулярно на зрителното поле, то проекцията на орбиталната скорост към радиалната посока по този начин става неприложима. И обратното, идеалният случай е, когато зрителният лъч преминава през орбиталната равнина на системата, а амплитудата на промените в лъчевата скорост е равна на орбиталната скорост на екзопланетата. За горния случай получаваме амплитудно изместване на спектралните линии на видимия спектър от порядъка на 10 – 5 нанометъра (nm). Откриването на екзопланети по този начин (с този метод) също се влияе от размера на орбиталния период: за твърде дълги периоди може да е трудно да се забележат тези малки промени в спектъра. Физическите характеристики на системата, които могат да бъдат измерени директно чрез метода на лъчевите скорости, включват орбиталния период и амплитудата на лъчевата скорост. Ако приемем, че знаем масата на централната звезда, можем да изчислим размера на орбитата на екзопланетата и нейната ефективна маса Mp sin i, където i е (неизвестният) наклон на орбиталната равнина спрямо равнината, перпендикулярна на зрителния лъч, използвайки третия закона на Кеплер.