Комети та планети живуть довше за зірки? Формування та еволюція сонячної системи. Зірка - розпечена куля, що самосвітиться

В «астрономічних календарях» часто можна бачити фрази на кшталт " Сонце перейде в сузір'я Тельця", "Меркурій у верхньому з'єднанні із Сонцем", і т.п. Здавалося б, у них немає ніякого практичного сенсу, адже поруч із Сонцем на небі нічого не розглянути.

На цій фотографії ви легко дізнаєтесь Плеяди - розсіяне зоряне скупчення у формі маленького ковшика, що зазвичай прикрашає зимове нічне небо. Але що це за промені, що розходяться знизу? Засвітка від вуличного ліхтаря? Ні, це проміння - частина сонячної корони, а саме Сонце знаходиться зовсім поруч, за нижнім краєм знімка.

Щоб побачити зірки поряд із Сонцем, треба створити штучне затемнення. Ні, не треба загороджувати Сонце монеткою. Таке затемнення вже створено і продовжується вже майже 20 років. Відбувається воно на борту космічної обсерваторії SOHO. Обсерваторія є спільним проектом NASA та ESA і була запущена ракетою Atlas II-AS з мису Канаверал 2 грудня 1995 року.

Добре проглядаються у ясну ніч.

Планети

Серед незліченних зірок легко можна відрізнити яскравим блиском планети,що в перекладі з давньогрецької - блукаючі зірки. Так названі були давніми греками ці небесні тіла тому, що день у день вони переміщалися щодо, здавалося б нерухомих, зірок і на нічному небі здавалися яскравими світилами.

Планети Всесвіту

Як відомо, планети зовсім не: вони отримують світло від і рухаються навколо нього по орбітах, які формою близькі до кола.

Комети

За дуже подовженими орбітами через той чи інший термін з міжпланетних просторів залітають далекі гості нашої сонячної системи. комети, або хвостаті зірки(У перекладі з грецької). Раптова поява комети завжди лякала неосвіченої людини.

Говорили про те, що почнуться спустошливі кровопролитні війни, скрізь підуть смути, голод, мор і навіть настане кінець світу.

Значно частіше можна спостерігати, особливо наприкінці літа, серпневий потік зірок. За старих часів вважали, що кожна людина має свою зірку на небі, і коли вона вмирає, то і зірка її згасає, падає.
Зірки, звісно, ​​не падають. Це уламки небесних тіл і комет, що розпалилися: вони розжарюються до декількох тисяч градусів і починають світитися, потрапивши в земну атмосферу.

Метеорити

Світиться і розпечене повітря навколо тіл, що падають. У тому випадку, якщо вони повністю не згорають, перетворюючись на розпечений газ, на землю падають небесне каміння, як їх раніше називали, або метеорити. Іноді вони досягають великих розмірів.

Метеорит, який упав у лютому 1947 р. в районі хребта Сіхоте-Алінь дощем уламків, важив, як вважають, до ста тонн. На місці його падіння виявила багато глибоких вирв до 30 метрів у поперечнику. За два роки у цьому районі було зібрано близько 23 тонн уламків метеориту.

Знаменитий Тунгуський метеорит, що впав улітку 1908 р. у глухій тайзі, в районі невеликого селища Виновара біля р. Підкам'яна Тунгускі (Красноярський край), дотепер не виявлена, незважаючи на багаторічні пошуки. Вчені вважають, що він вибухнув при падінні і повністю розпався на дрібні частки металевого пилу.

Вона дійсно була виявлена ​​під час аналізу ґрунту в районі вибуху, який чути було на 1000 кілометрів. Стовп вибуху піднявся на висоту не менше 20 кілометрів і було видно на 750 кілометрів у колі. На величезній площі – до 60 кілометрів у поперечнику – були повалені дерева, вершинами на всі боки від місця вибуху.

Вчені вважають, що за добу на землю випадає близько 10 тонн метеоритної речовини.

Зазвичай серед тьмяно мерехтливих зірок можна розрізнити яскравіші - блакитно-білі, жовті, червоні. Найбільше зірок у широкій сріблястій смузі - Чумацького Шляху, що на зразок гігантського обруча опоясує небесне склепіння.

Своїм проникливим поглядом людина проникла в потаємні глибини всесвіту і побачила, нарешті, в сильні телескопи далекі світи, подібні до Чумацького Шляху. Неважко звідси зробити висновок, яке скромне місце посідає наше у всесвіті - нескінченному у часі та просторі, що не має ні початку, ні кінця.

Зірка - розпечена куля, що самосвітиться

На суворому астрономічному обліку – мільйони. Зірки та планети Всесвіту, що називається, поштучно пораховані, занесені до спеціальних списків, до каталогу, відзначені на спеціальних картах.
Кожна зірка - розпечена куля, що самосвітитьсяподібний до нашого Сонця.

Зірки від нас дуже далеко. До найближчої зірки-вона так і називається Проксіма, Т. е. по-латині найближча,- довелося б добиратися навіть за допомогою ракети дуже, дуже довго. Світло від цієї зірки до Землі минає чотири роки, як визначають астрономи.

Швидкість світла дуже велика 300 000 кілометрів в секунду! Звідси можна зробити такий висновок, якщо скажемо, Проксіма сьогодні померкне, люди спостерігатимуть на небі останній її промінь цілих чотири роки.

Сто п'ятдесят мільйонів кілометрів, що відокремлюють від , світло проходить за 8 хвилин 18 секунд. Як близько до нас Сонце, порівняно з найближчою його сусідкою!

Розмір зірок дуже різна. Зірка-гігант (з сузір'я Цефей) у 2300 разів більша за Сонце, а зірки-малютки (зірка Койпера) майже вдвічі менша за Землю.

Температура зірок

Різна і температура зірок. Блакитно-білі зірки - найбільш гарячі: температура їхньої поверхні 30 000 °; на жовтих зірках вже прохолодніше - 6000 °, і на червоних 3000 ° і нижче. Наше Сонце досить слабка зірка, жовтий карлик, Як називають її астрономи.

Народження зірок

Досліджуючи небесні світила, вчені зробили багато цікавих висновків про народженні зірок, про їх розвиток та хімічний склад. Хімічний склад небесних світил вивчається спеціальним приладом – спектроскопом. Він дозволяє виявляти навіть мізерно малі кількості речовини за характерними кольоровими лініями спектра.

Спектр

Спектр(Від латинського «спектрум») -видимо, бачення.
Подання про спектр можна отримати по веселці після дощу. Вона приваблює невловимими переходами від одного кольору до іншого: від червоного – через помаранчевий, жовтий, зелений, блакитний та синій – до фіолетового.

Ви ніколи не забудете місця кожного кольору в спектрі, якщо запам'ятаєте таку невелику байку:

Кожен мисливець хоче знати, де сидить фазан.

Тут початкова літера слова означає колір.

Коли промінь світла, пройшовши через тригранну скляну призму, падає на аркуш паперу або білу стіну, теж виходить гарна райдужна смужка. Таку ж кольорову смужку ви побачите на стелі чи стіні, якщо промінь сонця впаде на крайову межу дзеркала або світло заграє кольоровими переливами на гранованих кульках та підвісках театральної люстри.

Розпечені тверді та рідкі тіла, а також гази під великим тиском утворюють суцільні спектри у вигляді райдужних смужок, розріджені ж гази дають при розжарюванні не суцільний, а лінійний спектр; він складається з окремих кольорових ліній, притаманних кожної речовини, розділених темними проміжками.

Пристосування спектроскопа до телескопа дозволило отримати фотографії спектрів дуже віддалених небесних світил і зробити звідси висновок, що у них поки що не виявлено жодного хімічного елемента, невідомого Землі. Такі самі результати дав і хімічний аналіз метеоритів. Спектральний аналіз далеких зоряних світів та хімічний аналіз метеоритів переконливо говорять про єдності речовини Всесвіту.

Неживий космос зовсім не пустельний. Він поєднує у собі величезну масу всіляких тіл різної природи, розмірів та з різною назвою. Серед них – метеори, метеорити, комети, боліди, планети та зірки. Причому кожна з категорій космічних тіл у собі ділиться ще й види, різницю між якими найчастіше може зрозуміти лише астроном зі стажем. Спробуємо поки що розібратися в основоположних принципах, наприклад, у тому, чим зірки відрізняються від планет.

Головна відмінність

Найперше, основне і не підлягає сумніву відмінність - здатність світитися. Будь-яка зірка обов'язково випромінює світло, планета ж цією властивістю не має. Звичайно, прилеглі планети теж виглядають плямами, що світяться - красномовним прикладом може служити Венера. Але це її власне світіння, вона лише «дзеркало», у якому відбивається світло справжнього джерела - Сонця.

До речі, це дуже добрий спосіб того, як відрізнити планету від зірки суто візуально, без додаткових оптичних приладів. Якщо крапка, що світиться, на нічному небосхилі «підморгує», тобто мерехтить, - будьте впевнені, це зірка. Якщо світло, що виходить від небесного об'єкта, рівне і постійне - значить, відображає світло найближчого світила. І це найперша і явна ознака, що показує нам, чим зірки відрізняються від планет.

Друга відмінність, що випливає з першого

Здатність випромінювати світло властива лише дуже гарячим поверхням. Як приклад, можна розглянути метал, який сам по собі не світиться. Але якщо його нагріти до потрібної температури, металевий предмет розжарюється і випромінює нехай і слабке, але світло.

Тому друге, ніж зірки відрізняються від планет, - дуже висока температура цих космічних тіл. Саме це дозволяє зіркам світитись. Навіть на поверхні найхолоднішого світила температура не опускається нижче 2000 градусів К. Зазвичай зіркові температури вимірюються в Кельвінах, на відміну від звичного Цельсія.

Наше Сонце набагато гаряче, у різні періоди його поверхня нагрівається до 5000, а то й 6000 К. Тобто «по-нашому» це буде 4726.85 – 5726.85 °C, що також вражає.

Необхідне уточнення

Зазначені температури характерні лише зіркових поверхонь. Ще чим зірки відрізняються від планет, то це тим, що всередині вони набагато гарячіші, ніж зовні. Навіть поверхневі температури на деяких зірках досягають 6000 К, а в центрі світил, ймовірно, вони зашкалюють за мільйони градусів Цельсія! Поки що немає можливостей, ні необхідної техніки, ні навіть формули розрахунків, за допомогою яких можна було б визначити внутрішню «градусність» зірок.

Розміри та рух

Розміри зірок та планет відрізняються так само грандіозно. Порівняно з небесними «ліхтарями» планети – просто піщинки. Причому це стосується і ваги (маси) і обсягу. Якщо замість Сонця поставити серед вільного простору яблуко середніх розмірів, то позначення становища Землі знадобиться горошинка, віднесена на сотні метрів. Порівняння та зірок показує, що обсяги других у тисячі, а то й мільйони разів перевищують той обсяг у космосі, який займають перші. З масою німого інші співвідношення. Справа в тому, що всі планети – тверді тіла. А зірки в основному газоподібні, інакше якими й забезпечуються надхмарно високі температури світил, були б просто неможливі.

А чим відрізняється планета від зірки ще? Планета визначення має траєкторію руху, звану орбітою. І вона обов'язково оточує зірку як вагоміша Зірка ж нерухома на небосхилі. Якщо набратися терпіння і кілька ночей стежити за певною ділянкою неба, рух планети можна помітити навіть слабко озброєним оком (але хоча б без аматорського телескопа не вийде).

Додаткові ознаки

Розміри зірок і планет не визначити на вічко. Але деякі відмінності, які точно характеризують, вимагають ще більш специфічного обладнання. Так, хімічний склад, який доступно визначити точно скаже, планета або зірка перед нами. Адже світила – це газоподібні гіганти, отже вони складаються з легких елементів. А планети включають переважно тверді складові.

Непрямим ознакою може бути наявність супутника (і навіть кількох). Вони є лише у планет. Однак якщо супутника не спостерігається, це зовсім не означає, що перед нами однозначно зірка – деякі планети непогано обходяться без таких «сусідів».

Астрономи мають ще одну ознаку визначення того, чи планета щойно виявлене космічне тіло. Орбіта, якою воно рухається, має містити сторонніх об'єктів, грубо кажучи, сміття. Супутники таким не вважаються, вони досить великого розміру, інакше впали б на поверхню. Таке правило прийнято досить недавно – у 2006 році. Завдяки йому Еріда, Церера і – увага! - Плутон тепер вважаються не повноправними, а

Астрономічні розрахунки

Науковці відрізняються підвищеною допитливістю. Чудово знаючи, чим зірки відрізняються від планет, вони поцікавилися, що станеться, коли масивність планети перевершить, наприклад, розміри Сонця. Виявилося, що таке підвищення розмірів планети призведе до різкого зростання тиску в ядрі космічного тіла; далі температура досягне мільйона (або кількох) градусів; розпочнуться ядерні та термоядерні реакції – і замість планети ми отримаємо новонароджену зірку.

Зміст статті:

Небесні тіла - це об'єкти, розташовані в Спостережуваному Всесвіті. Такими об'єктами можуть бути природні фізичні тіла чи його асоціації. Всі вони характеризуються відокремленістю, а також є єдиною структурою, пов'язаною гравітацією або електромагнетизмом. Вивченням цієї категорії займається астрономія. У цій статті пропонується класифікація небесних тіл Сонячної системи, а також опис їх основних характеристик.

Класифікація небесних тіл Сонячної системи

Кожне небесне тіло має особливі характеристики, наприклад, спосіб зародження, хімічний склад, розміри та ін. Це дозволяє класифікувати об'єкти, об'єднуючи їх у групи. Опишемо, які є небесні тіла у Сонячній системі: зірки, планети, супутники, астероїди, комети та ін.

Класифікація небесних тіл Сонячної системи за складом:

• Силікатні небесні тіла. Ця група небесних тіл називається силікатною, т.к. основним компонентом всіх її представників є кам'яно-металеві породи (близько 99% усієї маси тіла). Силікатна складова представлена ​​такими тугоплавкими речовинами, як кремній, кальцій, залізо, алюміній, магній, сірка та ін. До цієї категорії належать 4 планети (Венера, Меркурій, Земля і Марс), супутники (Луна, Іо, Європа, Тритон, Фобос, Деймос, Амальтея, ін.), більше мільйона астероїдів, що звертаються між орбітами двох планет - Юпітера та Марса (Паллада , Гігея, Веста, Церера та ін). Показник щільності – від 3 грамів на кубічний сантиметр і більше.
• Крижані небесні тіла. Ця група є найчисленнішою у Сонячній системі. Основна складова - крижана компонента (вуглекислота, азот, водяний лід, кисень, аміак, метан та ін.). У меншій кількості є силікатна компонента, а об'єм газової вкрай незначний. Ця група включає одну планету Плутон, великі супутники (Ганімед, Титан, Каллісто, Харон та ін), а також усі комети.
• Комбіновані небесні тіла. Склад представників цієї групи властиво наявність у великих кількостях всіх трьох компонентів, тобто. силікатної, газової та крижаної. До небесних тіл з комбінованим складом відноситься Сонце та планети-гіганти (Нептун, Сатурн, Юпітер та Уран). Ці об'єкти характеризуються швидким обертанням.

Характеристика зірки Сонце

Сонце має ядро, довкола якого утворюється зона випромінювання, де відбувається перенесення енергії. Далі слідує зона конвекції, в якій зароджуються магнітні поля та рухи сонячної речовини. Видима частина Сонця може бути названа поверхнею цієї зірки лише умовно. Більш правильне формулювання – фотосфера чи сфера світла.

Тяжіння всередині Сонця настільки велике, що фотон з його ядра на те, щоб дістатися поверхні зірки, витрачає сотні тисяч років. При цьому його шлях від поверхні Сонця до Землі складає лише 8 хвилин. Щільність та розміри Сонця дозволяють притягувати інші об'єкти Сонячної системи. Прискорення вільного падіння (сили тяжіння) у поверхневій зоні дорівнює майже 28 м/с 2 .

Характеристика небесного тіла зірки Сонце має такий вигляд:

1. Хімічний склад. Основні компоненти Сонця - це гелій та водень. Природно, зірка включає й інші елементи, проте їхня питома вага дуже мізерна.
2. Температура. Значення температури значно різниться у різних зонах, отже, у ядрі вона сягає 15.000.000 градусів Цельсія, але в видимої частини - 5.500 градусів Цельсия.
3. Густина. становить 1,409 г/см 3 . Найбільша густина відзначена в ядрі, найменша - на поверхні.
4. Маса. Якщо описувати масу Сонця без математичних скорочень, то число виглядатиме як 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 кг.
5. Об `єм. Повне значення – 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 кубічних кілограм.
6. Діаметр. Цей показник становить 1391 000 км.
7. Радіус. Радіус зірки Сонце – 695500 км.
8. Орбіти небесного тіла. Сонце має власну орбіту, що пролягає навколо центру Чумацького шляху. Повний оборот займає 226 мільйонів років. Розрахунки вчених показали, що швидкість руху неймовірно висока - майже 782 000 кілометрів на годину.

Характеристика планет Сонячної системи

Марс посідає друге місце за вивченістю серед планет. Є 4-й за віддаленістю від Сонця. Його розміри дозволяють займати 7 місце у рейтингу найоб'ємніших небесних тіл Сонячної системи. Марс має внутрішнє ядро, оточене зовнішнім рідким ядром. Далі знаходиться силікатна мантія планети. А після проміжного шару йде кора, що має різну товщину у різних ділянках небесного тіла.

Розглянемо докладніше характеристики Марса:

• Хімічний склад небесного тіла. Основними елементами, у тому числі складається Марс, є залізо, сірка, силікати, базальт, оксид заліза.
• Температура. Середній показник -50°C.
• Щільність - 3,94 г/см3.
• Маса – 641.850.000.000.000.000.000.000 кг.
• Об'єм – 163.180.000.000 км 3 .
• Діаметр – 6780 км.
• Радіус – 3390 км.
• Прискорення сили тяжкості – 3,711 м/с 2 .
• Орбіта. Пролягає довкола Сонця. Має округлу траєкторію, далеку ідеалу, т.к. у різний час відстань небесного тіла від центру Сонячної системи має різні показники – 206 та 249 млн. км.

Плутон відрізняється такими характеристиками:

1. склад. Основні складові - камінь та лід.
2. Температура. Середній показник температури на Плутоні – -229 градусів Цельсія.
3. Щільність – близько 2 г на 1 см 3 .
4. Маса небесного тіла – 13.105.000.000.000.000.000.000 кг.
5. Об'єм - 7.150.000.000 км 3 .
6. Діаметр – 2374 км.
7. Радіус – 1187 км.
8. Прискорення сили тяжкості – 0,62 м/с 2 .
9. Орбіта. Планета звертається навколо Сонця, проте орбіта характеризується ексцентричністю, тобто. в один період вона видаляється до 7,4 млрд км, в інший - наближається до 4,4 млрд км. Орбітальна швидкість небесного тіла сягає 4,6691 км/с.

Основні характеристики Урану:

• Хімічний склад. Ця планета складається із комбінації хімічних елементів. У великій кількості містить кремній, метали, воду, метан, аміак, водень, ін.
• Температура небесного тіла. Середня температура -224°С.
• Щільність - 1,3 г/см3.
• Маса – 86.832.000.000.000.000.000.000 кг.
• Об'єм - 68.340.000.000 км 3 .
• Діаметр – 50724 км.
• Радіус – 25362 км.
• Прискорення сили тяжкості – 8,69 м/с 2 .
• Орбіта. Центром, довкола якого обертається Уран, також є Сонце. Орбіта трохи витягнута. Орбітальна швидкість складає 6,81 км/с.

Характеристики супутників небесних тіл

Деймос - супутник Марса, який вважається одним з найменших, описується так:

1. Форма - схожий на тривісний еліпсоїд.
2. Розміри – 15х12, 2х10, 4 км.
3. Маса – 1.480.000.000.000.000 кг.
4. Щільність - 1,47 г/см3.
5. склад. До складу супутника переважно входять кам'янисті породи, реголіт. Атмосфера відсутня.
6. Прискорення сили тяжкості – 0,004 м/с 2 .
7. Температура -40°С.

Характеристики Каллісто:

• Форма – округла.
• Діаметр – 4820 км.
• Маса – 107.600.000.000.000.000.000.000 кг.
• Щільність - 1,834 г/см3.
• Склад – діоксид вуглецю, молекулярний кисень.
• Прискорення сили тяжіння – 1,24 м/с 2 .
• Температура -139,2°С.

Розглянемо характеристики Оберону:

1. Форма – округла.
2. Діаметр – 1523 км.
3. Маса – 3.014.000.000.000.000.000.000 кг.
4. Щільність - 1,63 г/см3.
5. Склад – камінь, лід, органіка.
6. Прискорення сили тяжкості – 0,35 м/с 2 .
7. Температура -198°С.

Характеристика астероїдів у Сонячній системі

Яскравим представником цього класу є Гігея – один із найбільших астероїдів. Це небесне тіло знаходиться в головному астероїдному поясі. Побачити його можна навіть у бінокль, але не завжди. Він добре помітний під час перигелія, тобто. в той момент, коли астероїд знаходиться в найближчій до Сонця точці орбіти. Має тьмяну темну поверхню.

Основні характеристики Гігеї:

• Діаметр – 4 07 км.
• Щільність - 2,56 г/см3.
• Маса – 90.300.000.000.000.000.000 кг.
• Прискорення сили тяжкості – 0,15 м/с 2 .
• Орбітальна швидкість. Середнє значення – 16,75 км/с.

Основні характеристики Матильди такі:

1. Діаметр – майже 53 км.
2. Щільність - 1,3 г/см3.
3. Маса – 103.300.000.000.000.000 кг.
4. Прискорення сили тяжкості – 0,01 м/с 2 .
5. Орбіта. Матильда проходить повний оборот по орбіті за 1572 земні доби.

Цей астероїд має залізно-нікелеве ядро, покрите кам'яною мантією. Протяжність найбільшого кратера на Весті становить 460 км, а глибина – 13 км.

Перерахуємо основні фізичні характеристики Вести:

• Діаметр – 525 км.
• Маса. Значення знаходиться в межах 260 000 000 000 000 000 000 кг.
• Щільність - близько 3,46 г/см3.
• Прискорення вільного падіння – 0,22 м/с 2 .
• Орбітальна швидкість. Показник середньої орбітальної швидкості дорівнює 1935 км/с. Один оберт навколо осі Веста проходить за 5,3 години.

Характеристика комет Сонячної системи

Галлея - небесне тіло групи комет, відоме людству з давніх часів, т.к. її можна побачити неозброєним поглядом.

Характеристики Галлеї:

1. Маса. Приблизно дорівнює 220 000 000 000 000 кг.
2. Щільність - 600 кг/м3.
3. Період звернення навколо Сонця – менше 200 років. Зближення із зіркою відбувається приблизно через 75-76 років.
4. Склад - замерзла вода, метал та силікати.

Склад комети: дейтерій (важка вода), органічні сполуки (мурашина, оцтова кислота та ін.), Аргон, крипто та ін. Період звернення навколо Сонця - 2534 року. Достовірних даних про фізичні характеристики цієї комети немає.

Комета Темпеля славиться тим, що є першою кометою, на поверхню якої було доставлено зонд із Землі.

Характеристика комети Темпеля:

• Маса – в межах 79.000.000.000.000 кг.
• Розміри. Довжина – 7,6 км, ширина – 4,9 км.
• склад. Вода, вуглекислий газ, органічні сполуки та ін.
• Орбіта. Змінюється під час проходження комети поблизу Юпітера, поступово скорочуючись. Останні дані: один оберт навколо Сонця становить 5,52 роки.

• Найбільшим небесним тілом за масою та діаметром є Сонце, на другому місці Юпітер, а на третьому – Сатурн.
• Найбільша гравітація властива Сонцю, друге місце посідає – Юпітер, а третє – Нептун.
• Гравітація Юпітера сприяє активному тяжінню космічного сміття. Її рівень настільки великий, що планета здатна витягувати сміття з орбіти Землі.
• Найспекотнішим небесним тілом Сонячної системи є саме Сонце – це ні для кого не секрет. А ось наступний показник 480 градусів Цельсія зафіксований на Венері - другий за віддаленістю від центру планети. Було б логічним припустити, що друге місце має бути у Меркурія, орбіта якого проходить ближче до Сонця, але насправді показник температури там нижчий – 430°С. Це пов'язано з наявністю у Венери та відсутністю у Меркурія атмосфери, яка здатна утримувати тепло.
• Найхолоднішою планетою вважається Уран.
• На запитання, чи щільність якого небесного тіла найбільша в рамках Сонячної системи, відповідь проста - щільність Землі. На другому місці знаходиться Меркурій, а на третьому – Венера.
• Траєкторія орбіти Меркурія забезпечує тривалість дня планеті, рівну 58 земним суткам. Тривалість одного дня на Венері дорівнює 243 земних діб, при цьому рік триває лише 225.

Ось би здивувався австрійський фізик Крістіан Доплер (1803–1853), якби дізнався, що завдяки фізичному ефекту, описаному ним у 1842 році і пізніше названому його ім'ям, на початку XX століття буде зроблено найнесподіваніше астрономічне відкриття, а наприкінці XX століття відбудеться найочікуваніше відкриття в історії астрономії.

Багато авторитетів давнини були впевнені, що зробити таке відкриття у принципі неможливо. Наприклад, великий Аристотель вважав, що Земля унікальна та інших таких немає. Але деякі мислителі висловлювали надію про існування «позасонячних» планет – згадаймо Джордано Бруно! Однак і ті, хто вірив у «множинність світів», розуміли, що виявити планети на околиці найближчих зірок технічно надзвичайно складно, якщо взагалі можливо. До винаходу телескопа таке завдання навіть не ставилося, а можливість існування інших планетних систем обговорювалося лише умоглядно. Але навіть півстоліття тому астрономи, озброєні вже досить досконалими телескопами, розглядали пошук екзопланет - планет в інших зірок - як неактуальне заняття, як завдання далеких нащадків.

Справді, з технічного погляду ситуація виглядала безнадійною. Так, на початку 1960-х років астрономи та фізики обговорювали можливість виявлення трьох типів гіпотетичних об'єктів – чорних дірок, нейтронних зірок та екзопланет. Правда з цих трьох термінів два ще не були навіть придумані - це чорні дірки та екзопланети, але в існування самих об'єктів такого роду вірили багато хто. Щодо чорних дірок, то можливість їх виявлення взагалі здавалася за межею розумного - адже вони, за визначенням, невидимі. У 1967 році випадково вдалося виявити нейтронні зірки, що швидко обертаються, з потужним магнітним полем - радіопульсари. Але це був несподіваний «подарунок» з боку радіоастрономії, який на початку 1960-х ніхто не розраховував. Через кілька років були відкриті рентгенівські пульсари - нейтронні зірки, що захоплюють речовину у нормальної зірки-сусідки. А лише через 30 років після визнання завдання «безнадійної» практично одночасно (1995–96 рр.) були відкриті одиночні остигаючі нейтронні зірки і планети в інших зірок! У певному сенсі прогноз виявився вірним: відкриття та тих та інших об'єктів виявилися однаково важкими, але відбулися вони набагато раніше, ніж очікували.

Різноманітність планет

Цікаво, що тоді ж, в 1996 році, було відкрито ще один тип гіпотетичних об'єктів, що займає проміжне положення між зірками і планетами, - коричневі карлики, які відрізняються від планет-гігантів типу Юпітера лише тим, що на ранньому етапі еволюції в їх надрах протікає термоядерна реакція за участю рідкісного важкого ізотопу водню - дейтерію, що не дає, однак, істотного внеску у світність карлика. І в ті ж роки були відкриті численні малі планети на периферії Сонячної системи – у поясі Койпера. До 1995 року стало ясно, що ця область населена безліччю тіл з характерним розміром у сотні та тисячі кілометрів, причому деякі з них більші за Плутон і мають власні супутники. За своїми масами об'єкти пояса Койпера заповнили проміжок між планетами та астероїдами, а коричневі карлики заповнили проміжок між планетами та зірками. У зв'язку з цим потрібно точно визначити термін «планета».

Верхня межа планетних мас, що відокремлює їхню відмінність від коричневих карликів і загалом від зірок, було визначено з урахуванням їхнього внутрішнього джерела енергії. Вважається загальноприйнятим, що планета - це об'єкт, у якому за його історію не відбуваються реакції ядерного синтезу. Як показують розрахунки, виконані для тіл нормального (тобто сонячного) хімічного складу, для формування космічних об'єктів з масою понад 13 мас Юпітера ( МЮ) наприкінці етапу їх гравітаційного стиску температура в центрі досягає кількох мільйонів кельвінів, що призводить до розвитку термоядерної реакції за участю дейтерію. При менших масах об'єктів ядерні реакції у надрах не відбуваються. Тому масу в 13 МЮ вважають максимальною масою планети. Об'єкти з масами від 13 до 70 МЮ називають коричневими карликами. А ще масивніші - зірками, в них відбувається термоядерне горіння поширеного легкого ізотопу водню. (Для довідки: 1 МЮ = 318 мас Землі ( МЗ) = 0,001 маси Сонця ( МС) = 2 · 10 27 кг.)

За своїми зовнішніми проявами коричневі карлики ближче до планет, ніж зірок. У процесі формування, в результаті гравітаційного стиску, всі ці тіла спочатку розігріваються, і їхня світність швидко зростає. Потім, після досягнення гідростатичної рівноваги та зупинки стиснення, їхня поверхня починає охолоджуватися, і світність знижується. У зірок охолодження надовго припиняється після початку термоядерних реакцій та їхнього виходу на стаціонарний режим. У коричневих карликів охолодження лише трохи сповільнюється під час горіння дейтерію. А планети поверхню охолоджують монотонно. В результаті як планети, так і коричневі карлики практично остигають за сотні мільйонів років, а маломасивні зірки залишаються гарячими в тисячі разів довше. Тим не менш, за формальною ознакою - наявності або відсутності термоядерних реакцій - планети та коричневі карлики відокремлені одна від одної.

Нижня межа планетних мас, що відокремлює їхню відмінність від астероїдів, також має фізичне обгрунтування. Мінімальною масою планети вважається та, за якої в надрах планети тиск сили тяжіння ще перевищує міцність її матеріалу. Таким чином, у найзагальнішому вигляді «планета» визначається як небесне тіло, досить масивне для того, щоб власна гравітація надавала йому сфероїдальної форми, але не досить масивне для того, щоб у його надрах протікали термоядерні реакції. Цей діапазон мас простягається приблизно від 1% маси Місяця до 13 мас Юпітера, тобто від 7 10 20 кг до 2 10 28 кг.

Проте саме поняття «планета» астрономи розділили на кілька підтипів у зв'язку з характером орбітального руху. По-перше, якщо тіло планетної маси обертається навколо більшого подібного тіла, його називають супутником (приклад - наш Місяць). Власне планета (іноді кажуть «класична планета») визначається як об'єкт Сонячної системи, досить масивний, щоб під дією власної гравітації набути гідростатично рівноважної (сфероїдальної) форми, і при цьому не має поряд зі своєю орбітою тіл порівнянної з ним маси. Цим умовам задовольняють лише Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун. Зрештою, запроваджено новий клас об'єктів Сонячної системи – «планети-карлики», або «карликові планети». Ці тіла повинні задовольняти такі умови: звертатися навколо Сонця; не бути супутником планети; мати достатню масу, щоб сила тяжіння перевершувала опір речовини і тіло планети мало сфероїдальну форму; мати не настільки велику масу, щоб бути здатною розчистити околиці своєї орбіти від інших тіл. Прототипом планет-карликів став Плутон (діаметр 2310 км), а всього їх поки що п'ять: крім Плутона це Еріда (2330 км), Хаумея (1200 км), Макемаке (1400 км) і Церера (975 × 909 км), яка раніше вважалася найбільшим астероїдом.

Таким чином, у Сонячній системі є: 1) класичні планети; 2) карликові планети; 3) супутники з масою планет (їх близько дюжини), які можна називати "планетами-супутниками". Об'єкт з масою планети, що знаходиться за межею Сонячної системи, називають "екзопланетою" або "позасонячною планетою". Поки що ці терміни рівноправні і за частотою вживання, і за змістом (нагадаємо, що грецька приставка екзо-означає "поза", "зовні"). Зараз обидва ці терміни майже без винятку відносяться до планет, гравітаційно пов'язаних з якоюсь зіркою за винятком Сонця. Однак вже знайдені і, можливо, існують у великій кількості самостійні планети, що мешкають у міжзоряному просторі. По відношенню до них зазвичай використовується термін "вільно плаваючі планети".

На 14 березня 2012 року підтверджено відкриття 760 екзопланет у 609 планетних системах. При цьому сто систем містять щонайменше дві планети, а дві - щонайменше шість. Найближчу екзопланету виявлено у зірки ε Ерідана, на відстані 10 світлових років від Сонця. Переважна більшість екзопланет виявлено з використанням різних непрямих методів детектування, але дехто вже спостерігався безпосередньо. Більшість помічених екзопланет - це газові гіганти типу Юпітера та Сатурна, що звертаються неподалік зірки. Очевидно, це пояснюється обмеженими можливостями методів реєстрації: масивну планету на короткоперіодичній орбіті найлегше виявити. Але з кожним роком вдається відкривати менш масивні і віддалені від зірки планети. Наразі вже виявлено об'єкти, які за масою та параметрами орбіти майже не відрізняються від Землі.

Методи пошуку екзопланет

Запропоновано досить багато різних методів пошуку екзопланет, але ми відзначимо лише ті (табл. 1), які вже довели свою спроможність, та коротко обговоримо їх. Інші методи або перебувають у процесі розробки, або поки що не дали результату.

Пряме спостереження екзопланет.Планети – холодні тіла, самі вони не випромінюють світло, а лише відбивають промені свого сонця. Тому планету, розташовану далеко від зірки, практично неможливо виявити в оптичному діапазоні. Але навіть якщо планета рухається поблизу зірки і добре освітлена її променями, для нас вона важко розрізнити через набагато яскравіший блиск самої зірки.

Спробуємо подивитися на нашу Сонячну систему з боку, наприклад, від найближчої до нас зірки α Кентавра. Відстань до неї 4,34 світлових років, або 275 тисяч астрономічних одиниць (нагадаємо: 1 астрономічна одиниця = 1 а.о. = 150 млн км - це відстань від Землі до Сонця). Для тамтешнього спостерігача Сонце сяятиме так само яскраво, як зірка Вега на земному небосхилі. А блиск наших планет виявиться дуже слабким і, до того ж, сильно залежить від орієнтації в його бік денної півкулі планети. У таблиці 2 наведені «найвигідніші» значення кутової відстані планет від Сонця та їх оптичного блиску. Зрозуміло, що одночасно вони реалізуватися не можуть: за максимальної кутової відстані планети від Сонця її яскравість буде приблизно вдвічі меншою за максимальну. Як бачимо, лідером з вияву є Юпітер, а за ним йдуть Венера, Сатурн і Земля. Взагалі кажучи, найбільші сучасні телескопи без особливих зусиль могли б помітити такі тьмяні об'єкти, якби на небі поряд з ними не було надзвичайно яскравої зірки. Але для далекого спостерігача кутова відстань планет від Сонця дуже мало, що робить завдання виявлення надзвичайно складною.

Проте астрономи зараз створюють прилади, які вирішать це завдання. Наприклад, зображення яскравої зірки можна закрити екраном, щоб її світло не заважало шукати планету, що знаходиться поруч. Такий пристрій називають зірковим коронографом. Інший метод передбачає «гасіння» світла зірки за рахунок ефекту інтерференції її світлових променів, зібраних двома або кількома розташованими поряд телескопами, - так званим зоряним інтерферометром. Оскільки зірка і розташована поряд з нею планета спостерігаються в трохи різних напрямках, за допомогою зоряного інтерферометра (змінюючи відстань між телескопами або правильно вибираючи момент спостереження) можна досягти майже повного гасіння світла зірки і водночас посилення світла планети. Обидва описані прилади – коронограф та інтерферометр – дуже чутливі до впливу земної атмосфери, тому для успішної роботи, мабуть, доведеться доставити їх на навколоземну орбіту.

Вимірювання яскравості зірки.Непрямий метод виявлення екзопланет – метод проходжень – заснований на спостереженні яскравості зірки, на фоні диска якої переміщується планета. Тільки для спостерігача, розташованого в площині орбіти екзопланети, вона іноді повинна затьмарювати свою зірку. Якщо це зірка типу Сонця, а екзопланета типу Юпітера, діаметр якого в 10 разів менший за сонячний, то в результаті такого затемнення яскравість зірки знизиться на 1%. Це можна побачити за допомогою наземного телескопа. Але екзопланета земного розміру закриє лише 0,01% поверхні зірки, а таке мале зниження яскравості важко виміряти крізь неспокійну земну атмосферу; для цього потрібний космічний телескоп.

Друга проблема цього у тому, частка екзопланет, площина орбіти яких точно орієнтована Землю, дуже невелика. До того ж затемнення триває кілька годин, а інтервал між затемненнями – роки. Проте проходження екзопланет перед зірками вже багато разів спостерігалося.

Існує також досить екзотичний метод пошуку одиночних планет, що вільно «дрейфують» у міжзоряному просторі. Таке тіло можна виявити за ефектом гравітаційної лінзи, що виникає тоді, коли невидима планета проходить на тлі далекої зірки. Своїм гравітаційним полем планета спотворює хід світлових променів, що йдуть від зірки до Землі; подібно до звичайної лінзи, вона концентрує світло і збільшує яскравість зірки для земного спостерігача. Це дуже трудомісткий метод пошуку екзопланет, що вимагає тривалого спостереження за яскравістю тисяч і навіть мільйонів зірок. Але автоматизація астрономічних спостережень дозволяє його використовувати.

З вказаних причин основна роль пошуку екзопланет, подібних до Землі, відводиться космічним інструментам. З 2007 веде спостереження європейський супутник COROT, телескоп якого діаметром 27 см оснащений чутливим фотометром. Пошук планет здійснюється шляхом проходження. Виявлено вже кілька планет-гігантів і навіть одна планета, розмір якої трохи більше, ніж у Землі. У 2009 році на геліоцентричну орбіту виведено супутник «Кеплер» (NASA) з телескопом діаметром 95 см, здатний безперервно вимірювати блиск понад 100 тисяч зірок. За допомогою цього телескопа виявлено вже сотні екзопланет.

Вимірювання положення зірки.Дуже перспективними вважаються методи, в яких вимірюється рух зірки, викликаний обігом навколо неї планети. Як приклад знову розглянемо Сонячну систему. Найсильніше на Сонці впливає масивний Юпітер: у першому наближенні нашу планетну систему взагалі можна розглядати як подвійну систему із Сонця та Юпітера, розділених відстанню 5,2 а. та звертаються з періодом близько 12 років навколо загального центру мас. Оскільки Сонце приблизно в 1000 разів масивніше за Юпітер, воно в стільки ж разів ближче до центру мас. Значить, Сонце з періодом близько 12 років звертається по колу радіусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е., який лише трохи більше за радіус самого Сонця. Зі зірки α Кентавра радіус цього кола видно під кутом 0,004 "" . (Це дуже маленький кут: під таким кутом нам бачиться товщина олівця з відстані майже 360 км.). . Останнім часом це вдалося зробити з Землі, але перспективи астрометричного пошуку екзопланет, безумовно, пов'язані із запуском спеціалізованих супутників, здатних вимірювати положення зірок з точністю до мілісекунд дуги.

Вимірювання швидкості зірки.Помітити періодичні коливання зірки можна як зі зміни її видимого становища на небі, а й у зміні відстані до неї. Знову розглянемо систему Юпітер-Сонце, що має відношення мас 1:1000. Оскільки Юпітер рухається по орбіті зі швидкістю 13 км/с, швидкість руху Сонця його власною невеликою орбітою навколо центру мас системи становить 13 м/с. Для віддаленого спостерігача, розташованого в площині орбіти Юпітера, Сонце з періодом близько 12 років змінює свою швидкість з амплітудою 13 м/с.

Для точного виміру швидкостей зірок астрономи використовують ефект Доплера. Він проявляється в тому, що в спектрі зірки, що рухається щодо земного спостерігача, змінюється довжина хвилі всіх ліній: якщо зірка наближається до Землі, лінії зміщуються до синього кінця спектра, якщо віддаляється - до червоного. При нерелятивістських швидкостях руху ефект Доплера чутливий лише до променевої швидкості зірки, т. е. до проекції повного вектора її швидкості на промінь зору спостерігача (це пряма, що з'єднує спостерігача із зіркою). Тому швидкість руху зірки, отже, і маса планети визначаються з точністю до множника cos β, де β - кут між площиною орбіти планети та променем зору спостерігача. Замість точного значення маси планети ( M) метод Доплера дає лише нижню межу її маси ( M cos β).

Зазвичай кут невідомий. Лише в тих випадках, коли спостерігаються проходження планети по диску зірки, можна бути впевненим, що кут близький до нуля. У таблиці 3 показані характерні значення доплерівської швидкості та кутового зміщення Сонця під впливом кожної планети при спостереженні від сусідніх зірок. Плутон та Еріда тут присутні як представники планет-карликів.

Як бачимо, вплив планети викликає рух зірки зі швидкістю, у найкращому разі, кілька метрів на секунду. Чи можна побачити переміщення зірки зі швидкістю пішохода? До кінця 1980-х років помилка вимірювання швидкості оптичної зірки методом Доплера становила щонайменше 500 м/с. Але потім було розроблено принципово нові спектральні прилади, що дозволили підвищити точність до 10 м/с. Ця техніка уможливила відкриття перших екзопланет з масами більше, ніж у Юпітера.

Просування у бік планет з масами менше, ніж у Юпітера, вимагає підвищення точності вимірювання швидкості зірки у 10–100 разів. Успіхи у цьому напрямі цілком відчутні. Зараз один із найточніших зоряних спектрометрів працює на 3,6-метровому телескопі Європейської південної обсерваторії Ла-Сілья (Чилі). Спектр зірки порівнюється у ньому із спектром торій-аргонової лампи. Щоб унеможливити вплив флуктуацій температури та тиску повітря, весь прилад поміщений у вакуумний контейнер, а світло зірки та лампи порівняння подається до нього від телескопа через скловолоконний кабель. Точність вимірювання швидкості зірок становить 1 м/с. Чи міг уявити це Крістіан Доплер?!

Відкриття екзопланет

Астрометричний пошук.Історично перші спроби виявити екзопланети пов'язані зі спостереженнями за становищем близьких зірок. 1916 року американський астроном Едуард Барнард (1857–1923) виявив, що тьмяна червона зірка в сузір'ї Змієносець швидко переміщається по небу щодо інших зірок - на 10 "" на рік. Пізніше астрономи назвали її «Летячою зіркою Барнарда». Хоча всі зірки хаотично переміщаються у просторі зі швидкостями 20-50 км/с, при спостереженні з великої відстані ці переміщення залишаються практично непомітними. Зірка Барнарда - дуже звичайне світило, тому виникла підозра, що причиною її «польоту», що спостерігається, служить не особливо велика швидкість, а просто незвичайна близькість до нас. Справді, зірка Барнарда опинилася на другому місці від Сонця після системи Кентавра.

Маса зірки Барнарда майже в 7 разів менша за масу Сонця, отже, вплив на неї сусідів-планет (якщо вони є) має бути досить помітним. Понад півстоліття, починаючи з 1938 року, вивчав рух цієї зірки американський астроном Пітер ван де Камп (1901–1995). Він виміряв її становище на тисячах фотопластинок і заявив, що у зірки виявляється хвилеподібна траєкторія з амплітудою погойдувань близько 0,02. "" , отже, навколо неї звертається невидимий супутник. З розрахунків випливало, що маса супутника трохи більша за масу Юпітера, а радіус його орбіти дорівнює 4,4 а. На початку 1960-х років це повідомлення облетіло весь світ і набуло широкого резонансу. Адже це було перше десятиліття практичної космонавтики та пошуку позаземних цивілізацій, тому ентузіазм людей щодо нових відкриттів у космосі був надзвичайно великий.

До дослідження зірки Барнарда підключилися інші астрономи. До 1973 вони з'ясували, що ця зірка рухається рівно, без вагань, а значить, масивних планет як супутників не має. Таким чином, перша спроба знайти екзопланету закінчилася невдачею. А перше надійне астрометричне виявлення екзопланети відбулося лише 2009 року. Після 12 років спостережень за допомогою 5-метрового Паломарського телескопа за тридцятьма зірками американські астрономи Стівен Правдо та Стюарт Шаклан виявили планету у крихітної змінної зірки «ван Бісбрук 10» у подвійній системі Глізі 752. Ця зірка - одна з найменших у Галакті карлик спектрального класу М8, що поступається Сонцю в 12 разів за масою та в 10 разів за діаметром. А світність цієї зірки така мала, що якщо замінити нею наше Сонце, то вдень Земля була б освітлена як зараз місячної ночі. Саме завдяки малій масі зірки виявлена ​​планета змогла «розгойдати» її до помітної амплітуди: з періодом близько 272 діб становище зірки на небі змінюється на 0,006 "" (Той факт, що це вдалося виміряти, - справжній тріумф наземної астрометрії). Сама планета-гігант звертається по орбіті з великою піввіссю 0,36 а. (як у Меркурія) і має масу 6,4 МЮ, тобто вона легша за свою зірку всього в 14 разів, а за розміром навіть не поступається їй.

Успіх доплерівського методу.Першу екзопланету виявили у 1995 році астрономи Женевської обсерваторії Мішель Майор та Дідьє Келоз, які побудували оптичний спектрометр, що визначає доплерівське зміщення ліній з точністю до 13 м/с. Цікаво, що американські астрономи під керівництвом Джеффрі Марсі створили подібний прилад раніше і ще 1987 року розпочали систематичний вимір швидкостей кількох сотень зірок, але їм не пощастило зробити відкриття першими. У 1994 році Майор і Келоз приступили до вимірювання швидкостей 142 зірок з-поміж найближчих до нас і за своїми характеристиками схожих на Сонце. Досить швидко вони виявили "похитування" зірки 51 у сузір'ї Пегас, віддаленої від Сонця на 49 світлових років. Коливання цієї зірки відбуваються з періодом 4,23 діб і, як уклали астрономи, викликані впливом планети з масою 0,47 МЮ.

Це дивовижне сусідство спантеличило вчених: зовсім поруч із зіркою, як дві краплі води схожої на Сонце, мчить планета-гігант, оббігаючи її лише за чотири дні; відстань між ними у 20 разів менша, ніж від Землі до Сонця. Не одразу повірили астрономи у це відкриття. Адже виявлена ​​планета-гігант через її близькість до зірки має бути нагріта до 1000 К. «Гарячий юпітер»? Такого поєднання ніхто не очікував. Однак, подальші спостереження підтвердили відкриття цієї планети. Для неї навіть було запропоновано ім'я – Епікур, але воно поки не отримало визнання. Потім з'явилися й інші системи, у яких планета-гігант звертається дуже близько до своєї зірки.

"Затемнення" зірок планетами.Метод проходження також довів свою ефективність. Зараз фотометричні спостереження за зірками ведуться як із борту космічних обсерваторій, так і із Землі. Усі сучасні фотометричні інструменти мають широке поле зору. Вимірюючи одночасно блиск мільйонів зірок, астрономи суттєво збільшують свій шанс виявити проходження планети диском зірки. При цьому, як правило, виявляються планети, які часто демонструють «затемнення» зірки, тобто мають короткий орбітальний період, а значить – компактну орбіту.

Термін «гарячий юпітер» став настільки звичним, що нікого вже особливо не здивувало відкриття у 2009 році планети (WASP-18b), що має масу 10 МЮ і обертається майже кругової орбіті з відривом 0,02 а. е. від своєї зірки. Орбітальний період цієї планети складає лише 23 години! Враховуючи, що зірка має більшу світність, ніж Сонце, температура поверхні планети повинна досягати 3800 К - це вже не просто гарячий, а «розпечений юпітер». Через близькість до зірки та через свою велику масу планета викликає сильні приливні обурення на поверхні зірки, які, у свою чергу, гальмують планету і в майбутньому призведуть до її падіння на зірку.

Фотографії екзопланет

Незважаючи на величезні труднощі, астрономам все ж таки вдалося сфотографувати екзопланети наявними засобами! Щоправда, кошти ці були найкращими: космічний телескоп «Хаббл» і найбільші наземні телескопи. Серед технічних хитрощів - заслінка, що відсікає світло зірки, і світлофільтри, що пропускають переважно інфрачервоне випромінювання планети в діапазоні довжин хвиль 2-4 мкм, що відповідає температурі приблизно 1000 K (у цьому діапазоні планета виглядає більш контрастно по відношенню до зірки).

Планета 2M1207b ( ліворуч) – перше в історії зображення екзопланети. Вона має масу від 3 до 10 МЮ і звертається навколо коричневого карлика масою 25 МЮ. Кутова відстань між ними становить 0,781, що на відстані до цієї системи в 173 світлових роки відповідає лінійній відстані 41 а. (приблизно як від Сонця до Плутона). Знімок отримано у ближньому ІЧ-діапазоні на 8,2-метровому телескопі Європейської південної обсерваторії (Чилі) у 2004 році

З початку 2004 року до березня 2012 року отримано 31 зображення екзопланет у 27 планетних системах. Наприклад, у протопланетному диску, що оточує молоду зірку β Живописця, сфотографована планета, дуже схожа на Юпітер, лише масивніша. Ситуація там нагадує молоду Сонячну систему, у якій новонароджений Юпітер активно впливав формування у навколосонячному диску інших планет. Спостерігати цей процес «наживо» давно мріяли астрономи.

Перше зображення планети ( вгорі зліва) поблизу нормальної зірки сонячного типу. Ця зірка віддалена від нас на 490 світлових років, має масу 0,85 Мз і температуру поверхні 4060 K. А планета в 8 разів масивніша за Юпітер, і температура її поверхні 1800 K (тому вона світиться сама). Вік зірки та планети, ймовірно, близько 5 мільйонів років. Відстань між ними у проекції близько 330 а. е. Фото отримано в 2008 році в ближньому ІЧ-діапазоні телескопом Джеміні-Сівер (обсерваторія Мауна-Кеа, Гавайські острови)

Наприкінці 2008 року за допомогою телескопа «Хаббл» вдалося сфотографувати планету у пиловому диску, що оточує яскраву зірку Фомальгаут (α Південної Риби). Хоча ця зірка світить майже в 20 разів потужніша за Сонце, вона не могла б настільки сильно висвітлити свою планету, щоб зробити її помітною з Землі. Адже виявлена ​​планета віддалена від Фомальгаута у 115 разів далі, ніж Земля від Сонця. Тому астрономи припускають, що планета оточена гігантським відбиваючим світло кільцем, набагато більшим за кільця Сатурна. У ньому, мабуть, формуються супутники цієї планети, як у епоху юності Сонячної системи формувалися супутники планет-гігантів.

Не менш цікава і фотографія одразу трьох планет у зірки HR 8799 у сузір'ї Пегас, отримана за допомогою наземних телескопів «Кек» та «Джеміні». Ця система віддалена від нас приблизно на 130 світлових років. Кожна з її планет майже на порядок масивніша за Юпітера, але рухаються вони приблизно на тих же відстанях від своєї зірки, що й наші планети-гіганти. У проекції на небо ці відстані становлять 24, 38 та 68 а. Цілком ймовірно, що на місці Венери, Землі та Марса в тій системі виявляться землеподібні планети. Але поки що це за межами технічних можливостей.

Отримання прямих знімків екзопланет – найважливіший етап у їх вивченні. По-перше, цим остаточно підтверджується їхнє існування. По-друге, відкритий шлях до вивчення властивостей цих планет: їх розмірів, температури, густини, характеристик поверхні. І найбільше хвилююче - не за горами розшифровка спектрів цих планет, а значить, з'ясування газового складу їхньої атмосфери. Про таку можливість давно мріють екзобіологи.

Попереду – найцікавіше!

Виявлення перших позасонячних планетних систем стало одним із найбільших наукових досягнень ХХ століття. Вирішено найважливішу проблему: тепер ми точно знаємо, що Сонячна система не унікальна, що формування планет поруч із зірками – це закономірний етап еволюції. Декілька століть астрономи б'ються над загадкою походження Сонячної системи. Головна проблема полягає в тому, що нашу планетну систему досі не було з чим порівнювати. Тепер ситуація змінилася: останнім часом астрономи відкривають у середньому по 2–3 планетні системи на тиждень. В першу чергу, що природно, у них помітні планети-гіганти, але виявляються і планети земного типу. Стає можливою класифікація та порівняльне вивчення планетних систем. Це значно полегшить відбір життєздатних гіпотез та побудову правильної теорії формування та ранньої еволюції планетних систем, у тому числі – нашої Сонячної системи.

У той же час стало ясно, що наша планетна система нетипова: її планети-гіганти, що рухаються по кругових орбітах поза «зоною життя» (область помірних температур навколо Сонця), дозволяють тривалий час існувати всередині цієї зони планетам земного типу, одна з яких - Земля навіть має біосферу. Серед виявлених екзопланетних систем більшість не має цієї якості. Ми розуміємо, звичайно, що масове виявлення «гарячих юпітерів» – тимчасове явище, пов'язане з обмеженими можливостями нашої техніки. Але сам факт існування таких систем вражає: очевидно, що газовий гігант не може сформуватися поряд із зіркою, але тоді як він туди потрапив?

У пошуках відповіді це питання теоретики моделюють формування планет в околозвездных газово-пылевых дисках і дізнаються у своїй багато нового. Виявляється, планета в період свого зростання може подорожувати (мігрувати) диском, наближаючись до зірки або віддаляючись від неї, залежно від структури диска, маси планети та її взаємодії з іншими планетами. Ці теоретичні дослідження надзвичайно цікаві, оскільки результати моделювання можна одразу перевіряти на новому спостережному матеріалі. Розрахунок еволюції протопланетного диска займає хорошому комп'ютері близько тижня, а цей час спостерігачі встигають відкрити кілька нових планетних систем.

Без перебільшення можна сказати, що відкриття позасонячних планет – це велика подія в історії науки. Зроблене наприкінці ХХ століття, воно в перспективі стане однією з найважливіших подій минулого століття, нарівні з оволодінням ядерною енергією, виходом у космос та відкриттям механізмів спадковості. Вже зараз ясно, що XXI століття, що недавно почалося, стане часом розквіту планетології - гілки астрономії, що вивчає природу і еволюцію планет. Кілька століть лабораторія планетологів обмежувалася дюжиною об'єктів Сонячної системи, і раптом, всього за кілька років, кількість доступних об'єктів збільшилася в сотні разів, а діапазон умов, в яких вони існують, виявився широким. Сучасного планетолога можна уподібнити біологу, який багато років вивчав лише флору та фауну пустелі і раптом потрапив у тропічний ліс. Зараз планетологи перебувають у стані легкого шоку, але незабаром вони одужають і зорієнтуються в гігантському різноманітті нововідкритих планет.

Друга наука, а точніше протонаука, що відчуває сильний ефект від відкриття планет в інших зірок, - це біологія позаземного життя, екзобіологія. Враховуючи темп виявлення та дослідження екзопланет, можна очікувати, що XXI століття принесе нам відкриття біосфер на деяких з них і ознаменує цим довгоочікуване та остаточне народження екзобіології, яка досі розвивалася у прихованому стані через відсутність реального об'єкта дослідження.