Далёкие сёстры Земли

Прохождение экзопланеты GJ 1214 b перед своей звездой в художественном изображении.

Принцип, однако, одинаков: неважно, что искать — невидимую звезду или планету, в обоих случаях тяготение невидимого тела заставляет звезду двигаться неравномерно. Перемещаясь по орбите вокруг общего центра масс, она то удаляется от наблюдателя, то приближается к нему. Линии в её спектре смещаются (из-за эффекта Доплера) то в более длинную сторону, когда звезда удаляется, то в более короткую, когда звезда приближается. Эффект этот связан с периодом обращения двух тел — видимой звезды и тёмного объекта — вокруг общего центра масс.

Если известна масса видимой звезды, то по величине смещения линий, зная период обращения, можно определить массу невидимки. Чем больше смещение линий, тем массивнее невидимка. Естественно, большее смещение измерить легче и, значит, более массивное невидимое тело обнаружить проще. А чем меньше период обращения, тем легче наблюдать — не нужны очень длительные экспозиции. Если период составляет десятки суток, то, чтобы его зафиксировать, наблюдать нужно хотя бы пару сотен дней. Используя метод измерения лучевых скоростей, астрономы нашли множество двойных звёздных систем, а когда техника наблюдений позволила определять очень небольшие изменения скорости (метр в секунду и даже меньше), стало возможно открывать экзопланеты. Так была обнаружена уже упомянутая массивная планета в системе 51 Пегаса.

Гораздо больше экзопланет нашли с помощью другого метода: не по изменениям скорости движения звезды, а по изменению её видимого блеска. Если в системе есть планета, то может случиться, что, двигаясь по орбите, она окажется на какое-то время точно между наблюдателем и звездой. Так, Венера и Меркурий время от времени проходят перед солнечным диском, и это можно видеть даже без телескопа, если воспользоваться закопчённым стеклом. Конечно, планета по размерам много меньше звезды и затмевает лишь очень незначительную её часть. Но сейчас можно обнаруживать изменения яркости звезды на очень малые доли процента, чем астрофизики и воспользовались. Легче обнаружить планеты, близкие к звезде. Во-первых, они затмевают бульшую часть звезды, яркость её во время прохождения планеты перед звёздным диском уменьшается на бульшую величину. Во-вторых, как и в случае измерения лучевых скоростей для близких к звезде планет, не нужны длительные сеансы наблюдений: период в несколько часов заметить проще, чем период в несколько десятков дней.

Наблюдая прохождения планеты по диску звезды, невозможно определить её массу, но зато можно довольно точно вычислить её размер. На самом деле методом лучевых скоростей определяется не сама масса планеты, а её нижний предел, поскольку в формулу для расчёта входит неизвестная заранее величина угла наклона орбиты по отношению к наблюдателю. У второго метода другая проблема: прохождение планеты перед диском звезды можно наблюдать только тогда, когда плоскость её орбиты практически точно проходит через глаз наблюдателя. Зато если удаётся наблюдать и прохождения планеты, и изменения лучевых скоростей звезды, то можно достаточно надёжно вычислить её массу и размер. Зная массу и радиус планеты, легко вычислить среднюю плотность вещества, из которого она состоит.

Есть и другие, менее популярные методы поиска экзопланет. Например, микролинзирование. Метод основан на том, что луч света, который в пустоте движется строго по прямой, искривляется вблизи массивного небесного тела. Будь это галактика, звезда или планета, тяготение заставляет луч света отклониться от прямой примерно так же, как обычная выпуклая стеклянная линза фокусирует световые лучи, заставляя их сходиться в одной точке. Приставка «микро» означает, что эффект обычно чрезвычайно мал, особенно если речь идёт о планете в далёкой звёздной системе. Тем не менее при нынешних возможностях астрономических наблюдений можно обнаружить искривление светового луча не только звездой (Солнцем, например, как это наблюдали в 1919 году, доказав тем самым справедливость общей теории относительности), но и достаточно массивной планетой, обращающейся около этой звезды. Лучше всего метод работает, если искать одиночные планеты, когда-то выброшенные из своих звёздных систем и блуждающие в космическом пространстве. Планеты земной массы методом микролинзи-рования обнаружить не удаётся — слишком слаб эффект (но в будущем это должно получиться!), а планеты с массой Юпитера и более массивные отыскать вполне возможно. Первые несколько одиночных экзопланет в нашей Галактике обнаружили таким способом в 2011 году.