Гравитационная линза помогла открыть новую экзопланету

Рис. 1. Планета, вращающаяся вокруг красного карлика, в представлении художника. Рисунок David A. Aguilar с сайта universetoday.com

Сейчас счет открытым экзопланетам идет на тысячи, причём подавляющее большинство из них были обнаружены методом транзитов или методом радиальных скоростей. Недавно две группы астрономов, ищущие экзопланеты на телескопах в Новой Зеландии и Чили, выпустили статью, в которой описали открытие новой планеты пока еще довольно экзотическим методом гравитационного микролинзирования. Эта планета имеет массу порядка Сатурна и обращается вокруг красного карлика, находящегося от нас на расстоянии 6,43 килопарсека.

В последние два десятилетия открытие экзопланет, то есть планет, вращающихся вокруг других звёзд (а не нашего Солнца), — это одна из самых горячих тем в астрофизике. Первая экзопланета была открыта в 1991 году, потом находили по несколько планет в год, но в XXI веке их поиск был поставлен на поток (особенно с запуском телескопа «Кеплер», специально предназначенного для охоты за экзопланетами), и сейчас, по официальным данным, открыты и подтверждены 1901 экзопланета и ещё более 4600 планет находятся в статусе кандидатов (то есть нужны дополнительные наблюдения, но с большой долей вероятности они скоро будут добавлены в официальный список).

Сегодня открытие новой экзопланеты  — это довольно рядовое событие, которое не всегда попадает в новостные издания. Вот изучение атмосферы «внеземли» или обнаружение планеты, похожей на нашу, — это всё ещё интересно. Однако сегодня мы расскажем об открытии обыкновенной планеты, описанном в статье большой международной группы астрономов. Масса этой планеты чуть меньше Сатурна, знаем мы про неё довольно мало и в ближайшее время вряд ли узнаем намного больше. Интересна эта планета методом, которым её обнаружили: её заметили наземные телескопы, использующие предсказанное Эйнштейном в общей теории относительности отклонение света при прохождении вблизи массивных тел. Такая техника называется гравитационным микролинзированием (см. также: Гравитационная линза).

Идея, лежащая в основе этого метода, состоит том, что свет далёкой звезды, проходя вблизи более близкого к наблюдателю массивного объекта (например, другой звезды), отклоняется в его гравитационном поле, из-за чего на зеркало телескопа попадает больше света, чем обычно. Для астронома это будет выглядеть как плавное увеличение яркости звезды, которое через некоторое время (от недели до месяцев) сходит на нет. Если же вокруг линзирующей звезды обращается планета, то она может выступить в роли дополнительной «линзочки», которая на короткое время еще немного усиливает блеск далекой звезды. Схематично это показано на рис. 2.

Рис. 2. Схематическое изображение события микролинзирования и изменения кривой блеска. Свет фоновой звезды усиливается, когда она оказывается на одной оси с близлежащей звездой. Если рядом со второй звездой есть планета, то образуется дополнительный пик на кривой блеска. Изображение с сайта theamateurrealist.com

Вообще, звезда может увеличивать свой видимый блеск несколькими способами: она может захватывать материал звезды-компаньона (так называемая вспышка новой звезды), она может просто «дышать» — устойчивое гидродинамическое равновесие в звезде позволяет сбрасывать излишнее давление в центре за счёт расширения и охлаждения внешних слоёв (такие звёзды называются переменными).

Отличать события гравитационного линзирования достаточно легко: переменным звёздам характерна некоторая периодичность, а вот вероятность повторения (и тем более — периодического повторения) линзирования исчезающе мала. Это связано с тем, что все звёзды в нашей Галактике движутся: их скорость складывается из упорядоченного движения звёзд вокруг центра Галактики и собственного хаотического движения (звезда, сформировавшаяся из облака газа, изначально имеет какую-то скорость по закону сохранения энергии и импульса, а ещё добавляется гравитационное взаимодействие с соседними звёздами, которое может изменить её траекторию). То есть довольно быстро телескоп, звезда и линзирующий объект перестанут находиться на одной оптической оси и линзирование прекратится.

Основные методы обнаружения экзопланет Помимо гравитационного микролинзирования для поиска планет, вращающихся вокруг других звёзд, применяются еще четыре метода. Метод радиальных скоростей основан на эффекте Доплера: звезда и планета вращаются вокруг их общего центра масс, значит, звезда будет то приближаться к нам, то удаляться. Это приводит к тому, что спектральные линии излучения звезды будут сдвигаться в более длинноволновую сторону (краснеть), когда звезда удаляется, и в коротковолновую область (синеть), когда она приближается. Эти изменения очень малы, и к тому же на них накладывается много помех: собственное движение звезды, вращение Земли вокруг своей оси, движение Земли вокруг Солнца и движение Солнца вокруг центра Галактики. Но если эти помехи отфильтровать, а периодичные сдвиги останутся, то это будет означать, вокруг той звезды обращается планета. Метод периодических пульсаций подходит для обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг пульсаров. Суть примерно та же, что и в методе радиальных скоростей: вращение планеты вокруг пульсара меняет периодичность его импульсов, которые в обычном случае чрезвычайно постоянны и почти неизменны. Важным параметром является наклонение орбиты, то есть как именно плоскость орбиты экзопланеты повёрнута относительно наблюдателя (нас с вами). Очевидно, что чем ближе плоскость орбиты к тому, чтобы быть перпендикулярной лучу зрения (а наклонение — к 90°), тем меньше будет наблюдаемый эффект Доплера (вертикальная составляющая сдвига будет намного меньше радиальной). Таким образом, первые два метода тем эффективнее, чем ближе к нулю наклонение орбиты. Транзитный метод — самый плодовитый и популярный. Космический телескоп «Кеплер» открыл примерно половину известных экзопланет именно за счёт изменения видимого блеска звезды при прохождении планеты по её диску. У этого метода есть вариации: можно, например, отслеживать лёгкое усиление блеска, если часть света отражается от планеты (это похоже на то, как отражатель фонаря усиливает свет одной лампочки). Нужно, однако, заметить, что у этого метода ограничения на допустимое наклонение орбиты ещё строже, а шанс не заметить планету — выше. Прямое наблюдение. Звезда намного ярче любой планеты, поэтому обнаружить экзопланету таким методом очень трудно (ведь приходится полностью блокировать свет, падающий от звезды на телескоп). Если это удалось, то в некоторой области вокруг звезды можно поискать тусклый источник света, и если при последующих измерениях этот источник движется по орбите, то, скорее, всего это новая планета. На сегодняшний день таким методом найдено всего 39 экзопланет.

Поиск планет методом гравитационного микролинзирования сводится к наблюдению за определёнными участками неба (понятное дело, что чем больше — тем лучше) с целью заметить изменение блеска звезды, которое будет выглядеть примерно так, как на рис. 3. На нем показана кривая блеска, полученная при обнаружении экзопланеты OGLE-2005-BLG-390, вращающейся вокруг красного карлика где-то в центре нашей Галактики.

Рис. 3. Обнаружение экзопланеты OGLE-2005-BLG-390 методом микролинзирования. Основной пик, пришедшийся на 30 июля, — это усиление света фоновой звезды более близкой звездой, а вот маленький пик в районе 10 августа (он увеличен и вынесен в отдельную рамку) — это и есть усиление яркости фоновой звезды за счёт искривления пространства планетой. Данные получены тремя разными телескопами, показаны наблюдения в течение двух месяцев. График с сайта eso.org

Надо отметить преимущества гравитационного микролинзирования:

• Этот метод работает при любом угле наклонения, что выгодно отличает его от остальных.
• Как ни странно, этот метод более чувствителен к планетам малой массы.
• Подходит для планет, находящихся на сравнительно большом удалении от своей звезды (до нескольких астрономических единиц). Более того, этот метод наиболее эффективен для планет, орбита которых находится за снеговой границей (так называют расстояние от материнской звезды, на котором температура на планете уже ниже точки замерзания воды). Планеты, которые образуются в этих областях, обычно имеют большую плотность, и их обнаружение очень важно для проверки основной модели образования планет — «аккреции на ядро». Согласно этой модели, первоначально формируется твёрдое или жидкое протопланетное ядро, которое затем собирает на себя обширные газовые скопления, получая газ из протопланетного диска, окружающего молодую родительскую звезду (этот двухэтапный процесс должен занимать более миллиона лет).
• Подходит для планет, которые вращаются в плоскости, перпендикулярной оси нашего зрения (такие планеты точно не обнаруживаются транзитным методом или методом радиальных скоростей).
• Можно увидеть несколько планет за один «проход».

Из недостатков метода можно выделить уже упомянутую неповторяемость события (если событие пропустили, больше оно уже не повторится) и его кратковременность (среднее время события микролинзирования для звёзд в нашей Галактике — от недели до месяца). Кроме того, более удалённая звезда должна пройти вблизи гравитационной каустики — особой области, где гравитационные потенциалы звезды и её планеты складываются, усиливая проходящий свет (в статье Каустики на плоскости и в пространстве можно прочитать про световые каустики, которые появляются при отражении и преломлении света сквозь сложные поверхности и могут служить некоторой аналогией гравитационным каустикам). То есть микролинзирование не обязательно происходит, даже если наблюдатель, звезда с планетой и фоновая звезда оказываются на одной оси: области каустики достаточно малы, и если свет от фоновой звезды туда не попадает, то мы наблюдаем основной пик, а вторичный пик, который и является сигналом о присутствии экзопланеты, не наблюдается.

На сегодня есть три группы астрономов, которые ищут планеты методом микролинзирования:

• MOA (Microlensing Observations in Astrophysics — «Наблюдения микролинзирования в астрофизике»). Они проводят наблюдения с помощью оптического телескопа с диаметром главного зеркала 1,8 метра, расположенного в Новой Зеландии. Этот телескоп каждый час может проводить наблюдения 50 квадратных градусов, что составляет 20% от общей видимой площади балджа (то есть центральной, наиболее богатой звёздами части нашей Галактики). 50 квадратных градусов — это очень много (для сравнения, такую площадь займут 250 Лун, если ими замостить небо).
• OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment — «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию») — польско-американская программа, использующая построенный для этих целей телескоп в обсерватории Лас-Кампанас (Чили). Диаметр главного зеркала относительно небольшой — всего 1,3 метра. Однако специально сконструированная ПЗС-матрица, состоящая из восьми отдельных чипов, и прекрасное расположение делают даже такие скромные размеры вполне достаточными как для основной деятельности проекта — попыток обнаружить тёмную материю, так и для «побочных» открытий в виде новых экзопланет. Учёные, работающие в проекте OGLE, регистрируют около 2000 событий микролинзирования в год, в проекте MOA — около 600 в год (и большинство из них уже есть в OGLE), а так как Новая Зеландия и Чили находятся на большом удалении друг от друга, то по временной задержке между обнаружениями можно более точно установить координаты события. Обе службы в реальном времени ведут дневник наблюдений, чтобы коллеги тоже успели навестись на новое событие.
• KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network — «Корейская сеть телескопов обнаружения микролинзирования») — совсем новый корейский проект. Три одинаковых 1,6-метровых широкоугольных телескопа, расположенных в ЮАР, Чили и Австралии, только недавно начали работать. Они круглосуточно наблюдают центральную область нашей галактики (4×4 градуса), пытаясь обнаружить экзопланеты земной массы.

Кроме того, существуют профессиональные сообщества астрономов (например, MicroFUN и PLANET), которые предоставляют свои телескопы и наблюдательное время в случае обнаружения микролинзирования. После появления сообщения о потенциальном микролинзировании эти группы наводят свои телескопы на указанный участок неба и снимают свои собственные кривые блеска звезды. Потом все данные накладываются на один профиль. Такая взаимопомощь нужна, чтобы собрать как можно больше информации об изменении яркости источника — это помогает получить точные физические характеристики объекта (количество планет, их массы, расстояние до звезды).

На момент выхода обсуждаемой статьи методом микролинзирования обнаружены всего 33 экзопланеты (чтобы увидеть их все, нужно в таблице подтвержденных экзопланет в поле "Discovery Method" выбрать значение "Microlensing"). И поэтому открытие каждой новой экзопланеты — это всё ещё результат «ручной работы», когда методы обнаружения и обработки результатов всё ещё обтачиваются, а каждое подобное событие достойно упоминания.

Планета, о которой идёт речь в статье, получила имя MOA-2010-BLG-353 и была обнаружена уже после окончания события микролинзирования — при обработке данных, полученных группами OGLE и MOA. Поэтому никаких дополнительных наблюдений провести не удалось. Но и имеющихся данных вполне хватает для уверенного заявления об открытии новой экзопланеты: группа MOA получила 9130 точек на кривой блеска и ещё 3248 точек на неё добавили наблюдения OGLE (рис. 4).

Рис. 4. Результаты наблюдений, которые позволили обнаружить новую экзопланету. По вертикальной оси отложено, во сколько раз увеличился блеск фоновой звезды, по горизонтальной — время в днях. Серые и черные точки — данные MOA, красные точки — данные OGLE. Черная линия — теоретически предсказанная кривая для этого события. Видно, что, хотя точек не очень много, они хорошо согласуются с теоретическим предсказанием. Черной стрелкой указан момент пика, соответствующего новой экзопланете. Справа это место показано крупнее. Синий пунктир — кривая блеска в модели без экзопланеты. Графики из обсуждаемой статьи

Обычно звёзды в балдже Галактики находятся в окружении пыли и газа, то есть часть видимого излучения поглощается этой средой и цвет звезды кажется нам более красным, чем он есть на самом деле (не путать с красным смещением). Эта проблема известна, и для оценки вклада пыли используют так называемые «стандартные свечи» — красные гиганты особого типа, в которых горит гелий (см. Красное сгущение). Светимость таких звёзд несколько выше обычных, и, что особенно важно, она не меняется, пока гелий горит (в это время у звезды образуется углеродное ядро). Сравнивая цвет таких звёзд с эталонным, можно оценить влияние пыли и скорректировать данные наблюдения.

Использовав эти поправки, учёные пришли к выводу, что потенциальная планета вращается вокруг красного карлика класса М, в то время как фоновая звезда, свет которой усиливается гравитационной линзой, — это красный субгигант класса K5 по стандартной классификации с температурой поверхности 3750 К (температура Солнца для сравнения — 5770 К). Точное положение этого субгиганта установить не удалось — возможно, он находится на противоположной от нас стороне балджа, в этом случае его цвет ещё сильнее подвержен влиянию пыли, в то время как масса должна быть чуть выше. Такая возможность учтена в статье, хоть там и подчёркнуто, что это не оказывает сильного влияния на параметры открытой экзопланеты.

Чтобы узнать характеристики экзопланеты, надо оценить массу звезды и расстояние до неё. Несмотря на то, что обычно это вполне можно сделать по яркости звезды, сравнивая абсолютные и относительные звёздные величины, для нашего случая это не подходит — тут очень важна точность. Дело в том, что математические модели, использующиеся для определения массы планеты, оперируют параметром, который равен отношению массы планеты к сумме масс звезды и вращающейся вокруг неё планеты. И из-за огромной разницы масс даже небольшая погрешность измерения массы звезды ведёт к драматическим изменениям высчитанной массы планеты. Очень помогла бы учёным регистрация параллакса, то есть сдвига источника относительно звезды по мере вращения Земли вокруг Солнца (он даёт очень точные расстояния до звёзд, но, увы, работает только для достаточно близких к нам источников). Однако фоновая звезда и звезда с планетой находятся недостаточно далеко друг от друга, да и линзирование наблюдалось всего 11 дней, так что обнаружить параллакс не удалось и пришлось использовать статистические методы, основанные на моделях. Рассчитанные параметры системы таковы: масса звезды составляет всего 18% от массы Солнца, а масса планеты — 0,9 массы Сатурна; расстояние между звездой и планетой — 1,72 астрономические единицы, что соответствует области между Марсом и астероидным поясом в нашей Солнечной системе; расстояние до этой системы от нас — 6,43 килопарсека.

К сожалению, больше узнать про эту экзопланету сейчас невозможно: как уже говорилось, вероятность повторения микролинзирования практически равна нулю, а другими методами её пока не наблюдали (и не факт, что это в принципе возможно). Поэтому в ближайшее время мы вряд ли поймем что-то про состав этой планеты, её атмосферу или наличие других планет в этой системе. Однако само обнаружение важно потому, что холодных, плотных планет, размером сравнимых с Сатурном, было открыто очень мало, и непонятно: это потому, что их действительно мало, или потому, что они плохо регистрируются существующими методами? Ещё одна планета, конечно, не изменит всю статистику, но может стать существенным шагом вперёд для построения стройной модели образования планет в планетных системах нашей Галактики.

Источник: N. J. Rattenbury et al. MOA-2010-BLG-353Lb: A Possible Saturn Revealed // Статья доступна как препринт arXiv:1510.01393 [astro-ph.EP].

Марат Мусин