Краткая история астрономии. 1 доп. том. Экзопланеты [Владимир Анатольевич Моисеев] (pdf) читать онлайн

Краткая история астрономии
Первый дополнительный том

Экзопланеты
От автора
Изобретение телескопа позволило астрономам увидеть
то, что ранее было недоступно невооруженному взгляду.
В 1781 году Уильям Гершель открыл седьмую планету:
Уран. А в 1843-1846 годах Джон Коуч Адамс и Урбен Жан
Леверье рассчитали орбиту восьмой планеты: Нептуна.
Желание обнаруживать новые небесные тела, новые
планеты только крепло. Казалось, что обнаружить
планеты у далеких звезд будет не трудно, однако…
Перед вами попытка коротко, без лишних технических
подробностей, рассказать об истории длительного
процесса обнаружения и изучения внесолнечных планет
(экзопланет). От первых попыток, предпринятых еще в
XIX веке, до получения учеными Нобелевской премии.
Предлагаемая история изучения экзопланет, само
собой, продолжается. Рассказ ограничен 2019 годом.
Продолжение следует.
Полезно сообщить, что есть возможность знакомиться
с первоисточниками. Для этого достаточно в поисковой
системе отыскать источник, использовав для этого
названия глав, в которых упоминается сайт nplus1.ru. В
соответствующей
статье
содержится
ссылка
на
профессиональную публикацию из научного журнала.

Оглавление
Часть 1. Исследования ХХ века
1.1. Введение
1.2. Историческая справка
1.3. Теоретические предпосылки и ранние попытки
обнаружения экзопланет
1.4. Уильям Стивен Джейкоб
1.5. Томас Джефферсон Джексон Си
1.6. Звезда Ван Маанена
1.7. Звезда Барнарда
1.8. Телескоп Хобби — Эберли
1.9. Первая открытая экзопланета Гамма Цефея A b
1.10. Первое подтвержденное обнаружение системы
экзопланет у пульсара PSR 1257+12
1.11. Александр Вольщан
1.12. Дейл Фрейл
1.13. Экзопланета 51 Пегаса b
1.14. Мишель Майор
1.15. Дидье Кело
1.16. Экзопланета 47 Большой Медведицы b
1.17. Джеффри Марси
1.18. Роберт Батлер
1.19. Экзопланета Глизе 876 b
1.20. Система Ипсилон Андромеды (HD 9826)
1.21. Мафусаил или PSR B1620-26 b
1.22. Экзопланета HD 209458 b (Осирис)
1.23. Атмосферные явления на HD 209458 b

Часть 2. Исследования 2000 – 2014 годов
2.1. Хроника открытий экзопланет
2.2. Звезда 2M1207 и экзопланета 2M1207 b
2.3. Система HR 8799
2.4. Система Фомальгаута
2.5. Экзопланета Kepler-69 c

2.6. Атмосферы экзопланет
2.7. Экзопланета HD 189733 A b
2.8. Астрономы нашли сверхзвуковые ветра на
экзопланете
2.9. Ученые показали облака на экзопланете Kepler-7b
2.10. Астрофизики определили состав облаков
экзопланеты Kepler-7b
2.11. Астрономы смоделировали облака на экзопланетах
2.12. Астрофизики впервые разглядели погоду на планетесироте

Часть 3. Определения и методы наблюдений
3.1. Определение термина «планета»
3.2. Методы поиска экзопланет
Метод Доплера
Транзитный метод
Метод гравитационного микролинзирования
Астрометрический метод
Радионаблюдение пульсаров
Прямые наблюдения
Переменная частота пульсаций звезд
Модуляции отражения/излучения
Релятивистское излучение
Эллипсоидальные вариации
Поляриметрия
3.3. Проект HATNet
3.4. Телескоп SuperWASP
Открытия команды SuperWASP
3.5. Дифракционная решетка. Справка
3.6. Решетка Эшелле. Справка
3.7. Высокоточный эшелле спектрограф HARPS
3.8. Эшелле спектрограф ESPRESSO
3.9. Космический телескоп COROT
3.10. Проект SWEEPS
3.11. Космический телескоп «Кеплер»
3.12. Космический телескоп Gaia
3.13. Научные результаты миссии Gaia
3.14. Космический телескоп TESS

3.15. Энциклопедия внесолнечных планет
3.16. Жан Шнайдер
3.17. NASA Exoplanet Archive
3.18. На Паранале появилась система телескопов для
поиска экзопланет

Часть 4. Классификация экзопланет
4.1. Классификация экзопланет по Сударскому
Планетарные классы
виды экзопланет
4.2. Класс I. Аммиачные облака
Экзопланета 47 Большой Медведицы c
4.3. Класс II. Водные облака
4.4. Экзопланета 47 Большой Медведицы b
4.5. Экзопланета HD 28185 b
4.6. Класс III. Безоблачные
4.7. Экзопланета Глизе 876 b
4.8. Класс IV. Планеты с сильными линиями спектров
щелочных металлов
4.9. Класс V. Кремниевые облака

Часть 5. Современная классификация экзопланет
5.1. Холодные юпитеры
5.2. Экзопланета Эпсилон Эридана b или Эгир
5.3. Горячие юпитеры
5.4. Короткопериодические горячие юпитеры
5.5. Экзопланета KELT-9 b
5.6. Рыхлая планета
5.7. Холодные нептуны (или ледяные гиганты)
5.8. Гелиевые экзопланеты
5.9. Гиганты с облаками из водяного пара
5.10. Супер-юпитеры
5.11. Эксцентрические юпитеры
5.12. Планеты-сироты
5.13. Супер-Ио
5.14. Экзопланета CoRoT-7 b
5.15. Экзопланета Глизе 876 d

5.16. Супер-Венеры
5.17. Экзопланета Глизе 832 c
5.18. Экзопланета Kepler-69 c

Часть 6. Газовые гиганты. 2016 – 2019 годов
6.1. «Горячие юпитеры». Справка
6.2. Астрономы разгадали загадку «потерянной» воды на
горячих юпитерах
6.3. Облака скрыли воду на горячих юпитерах
6.4. На экзопланете нашли облака из рубинов и сапфиров
6.5. «Горячий юпитер» KELT-16 b открывает перспективы
для новых исследований
6.6. Экзопланета-рекордсмен оказалась горячее
большинства звезд
6.7. Астрономы измерили магнитное поле самой горячей
планеты в нашей Галактике
6.8. У экзопланеты впервые нашли стратосферу
6.9. В атмосфере экзопланеты впервые нашли оксид
титана
6.10. На горячем юпитере выпал снег из оксида титана
6.11. Ветер на горячем юпитере подул в «неправильную»
сторону
6.12. В атмосфере экзопланеты впервые нашли оксид
алюминия
6.13. Оптическая интерферометрия прояснила состав
атмосферы экзопланеты
6.14. В атмосфере ультрагорячего юпитера впервые
нашли пары иттрия и хрома
6.15. Астрономы впервые провели расчеты магнитной
активности «горячих юпитеров»
6.16. «Хаббл» увидел железные испарения с
разрушающейся экзопланеты
6.17. В атмосфере горячего юпитера впервые нашли
калий
6.18. Гигантские «горячие юпитеры» могут становиться
ещё крупнее с годами
6.19. «Холодные юпитеры». Справка
6.20. Астрономы впервые увидели легкую экзопланету

6.21. Астрономы открывают новую экзопланету-газового
гиганта
6.22. «Горячие сатурны» или «рыхлые планеты». Справка
6.23. Атмосфера горячего сатурна оказалась богата
водяным паром
6.24. Астрономы нашли безоблачный горячий Сатурн
6.25. Астросейсмология помогла узнать свойства
«горячего сатурна»

Часть 7. Экзонептуны
7.1. Большинство далеких экзопланет оказались
холодными нептунами
7.2. Австралийские астрономы подтвердили
существование планеты-переростка
7.3. Обнаружена планета с кометным хвостом
7.4. На нептуноподобной экзопланете нашли воду
7.5. Вокруг «теплого нептуна» открыта примитивная
атмосфера
7.6. В атмосфере экзопланеты впервые нашли гелий
7.7. Гелий раздул атмосферу горячего Нептуна
7.8. «Хаббл» разглядел стремительно исчезающий горячий
Нептун
7.9. Астрономы нашли «запрещенную» экзопланету
7.10. Астрономы заподозрили существование ледяного
гиганта у белого карлика

Часть 8. Экзопланеты земного типа.
2015 – 2019 гг.
8.1. «Кеплер» помог измерить массу одной из самых
маленьких экзопланет
8.2. Астрономы подтвердили существование ближайшей
экзопланеты-суперземли
8.3. Небольшие звезды помогут своим планетам
формировать магнитное поле
8.4. В суперземлях предсказали существование
запрещенных веществ
8.5. Облака заставили маленькие экзопланеты казаться
больше

8.6. Двойника Солнца уличили в поедании собственных
планет
8.7. У экзопланеты земного типа впервые нашли
атмосферу
8.8. У ближайшего «близнеца» Солнца нашли четыре
экзопланеты
8.9. Массу проглоченных Кроносом планет оценили в 15
Земель
8.10. «Кеплер» нашел «сестру» Солнечной системы
8.11. Астрономы нашли самую плотную суперземлю
8.12. Астрономы нашли «старшего брата» Меркурия
размером с Землю
8.13. Астрономы определили массу «планеты-младенца»
из системы Беты Живописца
8.14. Астрономы обнаружили разрушающуюся
экзопланету
8.15. У экзопланет в системах молодых звезд «нет шансов»
сохранить атмосферу
8.16. Астрономы нашли у звезды Тигардена две
землеподобные планеты
8.17. Боннард Джон Тигарден
8.18. Телескоп TESS открыл свою самую маленькую
экзопланету
8.19. «Спитцер» не нашел атмосферы у близкой
экзопланеты земного типа
8.20. Лаура Крейдберг
8.21. Обнаружены тысячи планет за пределами Млечного
Пути
8.22. Астрофизики впервые разглядели погоду на планетесироте

Часть 9. Система TRAPPIST-1
9.1. Астрономы нашли сразу три экзопланеты в
потенциально обитаемой зоне TRAPPIST-1
9.2. Мишель Гиллон
9.3. «Хаббл» впервые изучил атмосферу землеподобной
экзопланеты
9.4. Найдена система с семью землеподобными
экзопланетами

9.5. Планеты системы TRAPPIST назвали малопригодными
для жизни
9.6. Все планеты системы TRAPPIST-1 признали
землеподобными

Часть 10. Проксима b
10.1. Проксима b (справка)
10.2. Гильем Англада
10.3. Ближайшей экзопланете Проксиме b разрешили
иметь океаны
10.4. Проксима Центавра оказалась похожа на Солнце
10.5. Жизнь на Проксиме b возможна, если планета имеет
толстую атмосферу
10.6. Астрономы рассказали о судьбе Земли на орбите
Проксимы Центавра
10.7. Астрономы увидели у Проксимы Центавра следы
двух пылевых колец
10.8. Вспышка на Проксиме Центавра увеличила яркость
звезды в тысячу раз

Часть 11. Экзопланеты в обитаемой зоне.
2015- 2016 гг.
11.1. Обитаемость
11.2. Потенциально пригодные для жизни планеты
11.3. Открытие древней планетной системы повышает
шанс обнаружить жизнь во Вселенной
11.4. Наличие у звезд планет в «обитаемой зоне»
оказалось обыденным явлением
11.5. Потенциально обитаемые планеты смогли
поселиться в «неудобных» системах
11.6. Изобилие тория улучшило шансы экзопланет на
обитаемость
11.7. Ученые обнаружили ближайшую к Земле планету в
потенциально обитаемой зоне
11.8. Мини-нептуны могут переходить в разряд
потенциально пригодных для жизни планет

11.9. Найдена первая землеподобная экзопланета в
обитаемой зоне солнцеподобной звезды
11.10. Красный карлик лишил «двойника Земли» шансов
на обитаемость
11.11. Астрономы находят «самозванок» среди
потенциально обитаемых планет
11.12. Составлен список газов для поиска жизни на
экзопланетах

Часть 12. Экзопланеты в обитаемой зоне.
2017- 2019 гг.
12.1. Опубликован новый каталог экзопланет, лежащих в
обитаемых зонах звезд
12.2. Лазер предложили использовать для общения с
инопланетянами
12.3. Телескоп ALMA обнаружил «ингредиенты жизни»
вблизи солнцеподобной звезды
12.4. Струйные течения спрятали от астрономов признаки
жизни на экзопланетах
12.5. Внеземные цивилизации предложили искать по
космическому мусору
12.6. Рентгеновское излучение стерилизовало
гипотетические планеты звезды AD Льва
12.7. Искусственный интеллект предскажет обитаемость
экзопланет
12.8. Астрономы пересмотрели шкалу значимости
инопланетных сигналов
12.9. Климат некоторых планет-океанов оказался
подходящим для жизни
12.10. Небольшим планетам-океанам пообещали долгую
жизнь в обитаемой зоне
12.11. Обитаемая зона двойных звезд оказалась способна
растягиваться
12.12. Отраженного света оказалось достаточно для
фотосинтеза на экзопланетах
12.13. У экзопланеты в обитаемой зоне впервые нашли
водяной пар в атмосфере

Часть 13. Небесная механика экзопланет.
2015 – 2019 года
13.1. Обнаружены две гигантские планеты с
невозможными орбитами
13.2. Астрономы увидели резонанс рекордного количества
экзопланет
13.3. Астрономы нашли рекордно большую экзопланету у
двойной звезды
13.4. Астрономы открыли новую планету с тремя
солнцами
13.5. Гравитационное микролинзирование помогло найти
планету с двумя «солнцами»
13.6. Невидимая соседка «опрокинула» орбиту
экзопланеты GJ 436b
13.7. Планетные системы оказались упорядочены по
размеру планет и интервалам между ними
13.8. Разбросанность орбит планет объяснили
врожденной деформацией
13.9. Нерезонансные орбиты суперземель объяснили
большим наклоном оси
13.10. Впервые найдена экзопланета с долгой и
эксцентричной орбитой

Часть 14. Протопланетные диски.
2016 – 2019 года
14.1. Получены редкие «детские снимки» планетных
систем
14.2. В диске близлежащей звезды обнаружилась звездакомпаньон небольшой массы
14.3. Астрономы отыскали переходный объект между
экзопланетой и коричневым карликом
14.4. В остаточном диске близлежащей звезды
обнаружены концентрические кольца
14.5. Протопланета загнала частицы пыли в ловушку

14.6. Искусственный интеллект научили искать
протопланетные диски
14.7. Астрономы разглядели у молодых звезд разные по
форме и структуре околозвездные диски
14.8. Движение газа в протопланетном диске выдало три
новорожденных планеты
14.9. Астрономы впервые обнаружили муравьиную
кислоту в протопланетном диске
14.10. ALMA обнаружила протопланетный диск у только
что родившейся звезды
14.11. Астрономы впервые получили прямой снимок
зарождающейся планеты

Часть 15. Экзолуны и экзокометы
2016 – 2019 года
15.1. Гигантские кольца экзопланеты J1407b
15.2. «Хаббл» обнаруживает «экзокометы», падающие на
молодую звезду
15.3. Размер первой потенциальной экзолуны сравнили с
Нептуном
15.4. Астрономы усомнились в существовании первой
потенциальной экзолуны
15.5. Планетологи предсказали извержения железных
вулканов на несостоявшихся планетах
15.6. Астрономы впервые обнаружили протолунный диск
вокруг экзопланеты
15.7. Астрономы заподозрили наличие вулканически
активной экзолуны

Часть 16. Формирование и эволюция экзопланет.
2016 – 2019 года
16.1. Астрономы впервые увидели космический снегопад
16.2. Землеподобным планетам разрешили
формироваться у тусклых звезд
16.3. Как формируются планеты, подобные Юпитеру

16.4. Ученые определяют размер зародышей планет
16.5. Найдено недостающее звено в формировании планет
16.6. Астрономы нашли механизм рождения планет по
ускоренному сценарию
16.7. Теория образования планет не смогла объяснить
гиганта на орбите у карлика
16.8. TESS нашел пережившую расширение звезды
планету

Часть 1. Исследования ХХ века
1.1. Введение
1.2. Историческая справка
1.3. Теоретические предпосылки и ранние попытки
обнаружения экзопланет
1.4. Уильям Стивен Джейкоб
1.5. Томас Джефферсон Джексон Си
1.6. Звезда Ван Маанена
1.7. Звезда Барнарда
1.8. Телескоп Хобби — Эберли
1.9. Первая открытая экзопланета Гамма Цефея A b
1.10. Первое подтвержденное обнаружение системы
экзопланет у пульсара PSR 1257+12
1.11. Александр Вольщан
1.12. Дейл Фрейл
1.13. Экзопланета 51 Пегаса b
1.14. Мишель Майор
1.15. Дидье Кело
1.16. Экзопланета 47 Большой Медведицы b
1.17. Джеффри Марси
1.18. Роберт Батлер
1.19. Экзопланета Глизе 876 b
1.20. Система Ипсилон Андромеды (HD 9826)
1.21. Мафусаил или PSR B1620-26 b
1.22. Экзопланета HD 209458 b (Осирис)
1.23. Атмосферные явления на HD 209458 b

1.1. Введение. Экзопланеты
Экзопланета или внесолнечная планета, — планета,
находящаяся вне Солнечной системы. Долгое время
задача обнаружения планет возле других звёзд оставалась
неразрешённой, так как планеты чрезвычайно малы и
тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды
находятся далеко от Солнца. Первые экзопланеты были
обнаружены только в конце 1980-х годов.
По состоянию на 7 августа 2021 года достоверно
подтверждено существование 4812 экзопланет в 3558
планетных системах, из которых в 791 имеется более
одной планеты. Количество надёжных кандидатов в
экзопланеты значительно больше. Так, по проекту
космического телескопа «Кеплер» на конец марта 2021
года число кандидатов — 2366, а по проекту космического
телескопа «TESS» — более 2200 кандидатов, но для
получения статуса подтверждённых планет им требуется
повторная регистрация с помощью наземных телескопов.
Общее количество экзопланет в галактике Млечный
Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из
которых от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются
«землеподобными». Также, согласно текущим оценкам,
около 34% звёзд, подобных солнцу, имеют в обитаемой
зоне планеты, сравнимые с Землёй. По состоянию на
август 2016 года обнаружено 216 планет, напоминающих
Землю. В конце октября 2020 года ученые подсчитали
общее число возможно обитаемых экзопланет в галактике
Млечный путь, их число составляет около 300 миллионов.
Подавляющее большинство открытых экзопланет
обнаружено с использованием различных непрямых
методик детектирования, а не визуального наблюдения.
Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и
более походят на Юпитер, чем на Землю. Это объясняется
ограниченностью методов обнаружения (массивные
короткопериодичные
планеты
обнаружить легче).
Ближайшая к Земле экзопланета — Проксима Центавра b.

1.2. Историческая справка
Можно утверждать, что если бы наши далекие предки
не обратили внимания на звездное небо и не
почувствовали, что оно прекрасно, наша цивилизация не
состоялась бы.
Люди стали людьми в тот момент, когда обнаружили,
что для них важны вещи, которые не приносят очевидной
пользы. Мир немедленно стал очень сложным. Конечно,
главными мотивами человеческого существования
оставались базовые инстинкты: желание удовлетворить
голод, оставить потомство и обладать властью. И вдруг
появились другие потребности, удивительным образом
изменившие человеческую природу: ощущение красоты,
любопытство, желание познать окружающий мир.
Люди научились не только наблюдать, но и делать
выводы. Подробнее об этом можно прочитать в «Краткой
истории астрономии. Том 1. От неандертальцев до
Коперника».
Сейчас нас интересует одно из первых великих
астрономических открытий: объекты на небе разные!
Есть Солнце, есть Луна, есть неподвижные звезды, есть
планеты, есть кометы. Планеты называли «баранами»,
которые ходят сами по себе. Только после многолетних
наблюдений было установлено, что движение планет
строго подчиняется законам небесной механики.
В конце концов, именно попытка понять закон
движения планет привела к построению первых
космологических и космогонических моделей. Так
появилась геоцентрическая система мира. Землю еще не
считали планетой. Она была объявлена центром мира.
Но дальнейшее изучение движения планет привело к
созданию гелиоцентрической системы, сначала Аристарха
Самойского. И, со временем, появились теории
Коперника и Кеплера. Было объявлено, что в Солнечной
системе шесть планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс,
Юпитер и Сатурн.

Изобретение телескопа позволило астрономам увидеть
то, что ранее было недоступно невооруженному взгляду.
В 1781 году Уильям Гершель открыл седьмую планету:
Уран. А в 1843-1846 годах Джон Коуч Адамс и Урбен Жан
Леверье рассчитали орбиту восьмой планеты: Нептуна,
которая была обнаружена на указанном астрономами
месте.
А в 1801 году итальянским астрономом Джузеппе
Пиацци была открыта Церера — ближайшая к Солнцу и
наименьшая среди известных карликовых планет и самый
крупный астероид Солнечной системы. Долгое время
Цереру считали девятой планетой. Тем более, что она
занимала свободное место в Солнечной системе согласно
закону правилу Тициуса — Боде, который выполнялся для
всех известных планет. Однако, когда выяснилось, что
между орбитами Марса и Юпитера находятся десятки
астероидов, Цереру лишили ранга планеты.
Но желание обнаруживать новые небесные тела, новые
планеты или астероиды, только окрепло.
Так появилась дерзкая идея обнаружить планеты у
звезд. Если звезды небесные тела, подобные Солнцу, то
планеты возле них обязательно должны быть. Тем более,
что методы поиска двойных звезд были разработаны и
успешно применялись. Казалось, что обнаружить планеты
у далеких звезд будет не трудно, однако…

1.3. Теоретические предпосылки и ранние попытки
обнаружения экзопланет
Исторически первым заявлением о возможности
существования планетной системы у другой звезды, кроме
Солнца, стало сделанное в 1855 году сообщение капитана
Джейкоба (Capt. W. S. Jacob), астронома Мадрасской
обсерватории (East India Company’s Madras Observatory).
Им было обнаружено расхождение между наблюдавшимся
и предсказанным движением друг относительно друга
компонентов двойной звезды 70 Змееносца, что

позволило предположить наличие в двойной звездной
системе третьего тела, «планетарного».
Позже, в 1890-х годах, астроном Томас Дж. Дж. Си из
Чикагского университета и Военно-морская обсерватория
США подтвердили наличие в системе 70 Змееносца
несветящего тела (невидимого спутника) с периодом
обращения в 36 лет. Однако расчёты Фореста Мультона
опровергли представленные Си доказательства, показав,
что подобная система неустойчива и обязательно
распалась бы за короткое время. Не исключено, что все
дело было в скверном характере Томаса Си, которому
коллеги не привыкли доверять.
Существование планетной системы у звезды 70
Змееносца до сих пор считается не доказанным.
Исследования, проведённые на Обсерватории Макдональд
в 2006 году, показали, что если у 70 Змееносца и есть
планета (или планеты), то её (их) масса лежит в пределах
0,46 — 12,8 масс Юпитера, а расстояние до звезды — от
0,05 до 5,2 а.е.
Первые попытки найти планеты вне Солнечной
системы были связаны с наблюдениями за положением
близких звёзд. Ещё в 1916 году Эдуард Барнард обнаружил
красную звёздочку, которая «быстро» смещается по небу
относительно других звёзд. Астрономы назвали её
Летящей звездой Барнарда. Это одна из ближайших к нам
звёзд, с массой в семь раз меньше солнечной. Исходя из
этого, влияние на неё потенциальных планет должно было
быть заметным. В начале 1960-х годов Питер Ван де Камп
объявил, что открыл у неё спутник с массой примерно
равной массе Юпитера. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году
установил, что звезда Барнарда движется без колебаний и,
следовательно, массивных планет не имеет. В 2018 году
было объявлено об обнаружении у звезды Барнарда
суперземли (GJ 699 b) массой не менее 3,2 массы Земли.
В 1952 году Отто Струве высказал предположение, что
«горячие юпитеры» можно обнаруживать, наблюдая
колебания «материнской» звезды. Однако в те времена
телескопное время на подобные исследования не
выделялось, так как господствовавшие теоретические

представления отвергали сам факт существования
«горячих юпитеров», и возможность обнаружения
экзопланет была упущена.
Вероятно, первая экзопланета могла быть обнаружена
у звезды ван Маанена — третьего ближайшего к Солнцу
после Сириуса B и Проциона B белого карлика.
В 2014 году, уже после открытия многих экзопланет, в
архивах была найдена фотопластинка 1917 года со
спектром звезды ван Манена. Изучая ее, британский
астроном Джей Фарайхи заметил, что в спектре есть
линии поглощения, соответствующие кальцию и другим
тяжёлым элементам, хотя в спектре белых карликов
обычно присутствуют только линии водорода и гелия.
Наличие кальция может указывать на то, что рядом со
звездой имеется пылевой диск и, возможно, экзопланета.
Вероятно, это первое наблюдательное свидетельство
существования экзопланеты.
В
2004
году
были
сделаны
сообщения,
подтверждающее это открытие, и одно отрицающее его.
В 2008 году данные, полученные с помощью
космического телескопа Спитцер, позволили астрономам
исключить существование у Звезды ван Маанена любых
спутников на расстоянии 1200 а. е. от звезды, с массой
четыре или более масс Юпитера.
Первые публикации
Jacob, W.S. On Certain Anomalies presented by the Binary
Star 70 Ophiuchi (англ.) // Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society : journal. — Oxford University Press,
1855. — Vol. 15. — P. 228.
See, Thomas Jefferson Jackson Researches on the Orbit of
F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion
of the System Arising from the Action of an Unseen Body
(англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP
Publishing, 1896. — Vol. 16. — P. 17.

1.4. Уильям Стивен Джейкоб
Уильям Стивен Джейкоб (1813  1862 гг.) —
английский астроном. С 1848 по 1859 год был директором
Мадрасской обсерватории в Индии. Стал известен после
того, как в 1855 году заявил об обнаружении экзопланеты
на орбите около звезды 70 Змееносца. Это открытие до
сих пор не подтверждено.

Рис. Уильям Стивен Джейкоб
Уильям Джейкоб был седьмым ребенком Стивена
Лонга Джейкоба (1764  1851 гг.), викария Вулавингтона.
Он родился 19 ноября 1813 года. В 1828 году Уильям
поступил в Аддискомб-колледж в качестве кадета ОстИндской компании, вскоре был произведен в инженеры и
завершил свое военное образование в Королевском
инженерном училище в Чатеме.

После прибытия в Бомбей в 1831 году Джейкоб
несколько лет участвовал в Великой тригонометрической
экспедиции в Северо-Западных провинциях, а в 1842 году
основал частную обсерваторию в Пуне. Плохое состояние
здоровья привело к тому, что он взял отпуск по болезни и
отправился на мыс Доброй Надежды. Там он стал
ассистентом Эндрю Скотта Во, но снова заболел. В 1843
году он вернулся в Англию, женился в 1844 году и
вернулся в Индию только в 1845 году, но вынужден был
оставить службу в компании в звании капитана
бомбейских инженеров.
Джейкоб сосредоточился на науке и в декабре 1848
года был назначен директором Мадрасской обсерватории.
Из-за слабого здоровья он брал отпуск по болезни в 1854-5
годах, а затем снова в 1858-9 годах. 13 октября 1859 года
окончательно покинул обсерваторию, уйдя в отставку.
Во время солнечного затмения 18 июля 1860 года
Джейкоб присоединился к официальной экспедиции в
Испанию на борту парохода «Гималаи». Его проект
возведения
горной
обсерватории
в
Пуне
был
профинансирован парламентом в 1862 году. Однако по
прибытии в Пуну Джейкоб умер 16 августа 1862 года в
возрасте 48 лет. В 1849 году он был избран членом
Королевского астрономического общества.
Научные работы Уильяма Джейкоба
В 1848 году Джейкоб представил Королевскому
астрономическому обществу каталог из 244 двойных
звезд, наблюдавшихся в Пуне с помощью 5-футового
экваториального телескопа Доллонда. Он вычислил
орбиты нескольких известных двойных звезд и в 1847
году обнаружил, что Pi Scorpii является тройной звездой.
По результатам работ в Мадрасской обсерватории за
1848 – 52 гг. Джейкоб опубликовал «Дополнительный
каталог» из 1440 звезд, выбранных из каталога
Британской ассоциации. Его повторное наблюдение за
317 звездами из той же выборки в 1853 – 1857 годах
показало, что им ошибочно приписывались большие

собственные движения. Там же содержалось 998
измерений 250 двойных звезд, которые он проделал с
помощью телескопа, изготовленного в 1850 году.
Джейкоб попытался определить звездный параллакс
Альфы Геркулеса, но его результат 0".06 далек от
правильного (0".009).
Из своих измерений систем Сатурна и Юпитера,
напечатанных за счет индийского правительства,
Джейкоб вывел элементы для спутников Сатурна и
скорректированную массу для Юпитера; в 1852 году он
заметил, почти одновременно с Уильямом Ласселлом,
прозрачность «темного кольца» Сатурна.
В 1854 году Джейкоб опубликовал свои результаты
магнитных наблюдений в Мадрасе (1846 — 1850 гг.). А
результаты, сделанные под его руководством в 1851 —
1855 годах, опубликованы Н.Р. Погсоном в 1884 году.
В 1855 году, находясь в Англии, Джейкоб написал
статью «Еще несколько слов о множественности миров», в
которой он предположил существование жизни на других
планетах («вероятно, что некоторые из известных планет
обитаемы, не очень невероятно, что все они обитаемы»),
и описал свои вычисления звездных орбит для
Королевского астрономического Общество. Джейкоб
предположил, что очевидные орбитальные аномалии в
двойной звезде 70 Змееносцев могут быть вызваны
экзопланетой. Хотя в настоящее время считается, что эти
аномалии имеют другие причины, это было первое
серьезное заявление астронома об обнаружении
экзопланеты с использованием научных методов за 100
лет до того, как существование первой экзопланеты было
окончательно подтверждено. Профессор Дэвид Киппинг
отметил,
что
это
«утверждение
по-настоящему
удивительно, поскольку Джейкоб проводил свои тонкие
измерения (80 миллисекунд или 22 миллионные доли
градуса) невооруженным глазом в то время, когда он даже
не был уверен, действует ли закон всемирного тяготения
Ньютона в отдаленных частях галактики. Хотя
Джейкобу... в конечном счете было доказано, что он
ошибался, у него хватило смелости попытаться».

1.5. Томас Джефферсон Джексон Си
Томас Джефферсон Джексон Си (19 февраля 1866 — 4
июля 1962 гг.) — американский астроном. Его научное
наследие связано с астрометрией, а также космологией.
В истории науки известен, в основном, благодаря
своему
неуживчивому
характеру
и
бурному
темпераменту. Из-за ряда теоретических расхождений
вошёл в конфликт с мировым научным сообществом.
Архив учёного хранится в Библиотеке Конгресса США.

Рис. Томас Джефферсон Джексон Си

Томас Си родился в Монтгомери Сити, Миссури, США.
В 1889 году он окончил университет Миссури без
предоставления учёной степени, продолжил образование
в Берлинском университете, где в 1892 году удостоился
докторской степени по математике. Специализировался
на исследовании двойных звёздных систем и вычислении
их орбит. После возвращения из Европы Томас Си работал
ассистентом Джорджа Хейла в Чикагском университете, в
1896 году, не получив повышения, покинул университет.
До 1898 года работал в Обсерватории Лоуэлла, откуда
был уволен за высокомерное отношение к сотрудникам. В
1898 году вошёл в штат Военно-морской обсерватории
США в Вашингтоне.
Первый конфликт, связанный с работами Томаса Си,
возник в 1895 году в связи с исследованиями двойной
звёздной системы 70 Змееносца. Си обнаружил
расхождение между наблюдавшимся и предсказанным
движением компонентов двойной звезды относительно
друг друга, что позволило предположить, что у этих двух
звезд есть третий невидимый спутник (впервые это
предположение было озвучено капитаном У. Джейкобом в
Мадрасской обсерватории в 1855 году).
Результаты исследований были опубликованы в
Astronomical Journal. Однако в 1899 году Форест Моултон
(1872 — 1952 гг.) убедительно доказал несостоятельность
теории Томаса Си: тройная система была бы слишком
неустойчивой. В ответ Си написал в редакцию журнала
оскорбительное письмо. Даже опубликованное в
сокращённом виде, оно повредило репутации астронома.
Его работы больше не принимались в Astronomical
Journal.
В 1902 году, поссорившись с коллегами, был вынужден
покинуть Военно-морскую обсерваторию, и в течение
одного семестра преподавал в Академии ВМФ. Позднее
перевёлся на военную базу Mare Island NSY в Калифорнии,
где работал в чине капитана в службе времени до самой
отставки в 1930 году.

Астрономические исследования
В 1909 году Томас Си предложил свою гипотезу
происхождения
Луны.
По
его
мнению,
Луна
сформировалась как независимая планета где-то в
Солнечной системе, а затем в результате неких
пертурбаций перешла на эллиптическую орбиту,
пересекающуюся с орбитой Земли. При очередном
сближении с Землей, Луна была захвачена гравитацией
Земли и стала её спутником. Эта гипотеза была весьма
популярна на протяжении XX века.
В 1910 году опубликовал второй том монографии
«Исследование эволюции звёздных систем». 700страничный
труд
был
посвящён
опровержению
«неправильных» по мнению Томаса Си астрономических
теорий. Репутации учёного сильно повредила публикация
его биографии в 1913 году, где его теории были
значительно вульгаризированы. Книга была написана в
апологетическом тоне журналистом и астрономомлюбителем Уильямом Ларкиным Уэббом. Журнал Nation
опубликовал уничтожающую рецензию, окончательно
подорвавшую репутацию Томаса Си.
Работая в Калифорнии, Си опубликовал ряд работ о
происхождении
Солнечной
системы,
причинах
землетрясений и периодичности солнечных пятен.
Пытался определить размеры Млечного Пути.
Си был последовательным сторонником эфирной
теории и пытался создать общую теорию всего, в которой
все известные силы сводились бы к эфирным волнам
(опубликована в 1922 году в Германии). Он весьма
энергично
критиковал
теорию
относительности
Эйнштейна, но тон его критики был таков, что и сам
Эйнштейн, и мировое научное сообщество аргументы
Томаса Си проигнорировали.
В 1930 году Томас Си участвовал в голосовании по
наименованию вновь открытой планеты Плутон,
предложив название «Кронос». Репутация учёного
привела к игнорированию его предложения.

1.6. Звезда Ван Маанена
Звезда была открыта в 1917 году американским
астрономом Адрианом ван Мааненом, который заметил её
большое (2,98″ в год) собственное движение, сравнивая
фотографии неба в созвездии Рыб 1914 и 1917 годов.
Звезда Ван Маанена является третьим ближайшим белым
карликом после Сириуса B и Проциона B.

Рис. Адриан ван Манен
Звезда Ван Маанена находится на расстоянии 14
световых лет от Солнца, но, несмотря на близость, не
видна невооружённым глазом, так как её визуальная
звёздная величина составляет 12,4m. Являясь белым
карликом спектрального класса DZ7, звезда содержит в
спектре линии металлов. Возраст звезды оценивается в 10
миллиардов лет или старше. Так как белые карлики не
имеют собственного источника энергии и светят
остаточным тепловым излучением после окончания
термоядерных реакций, в силу большого возраста звезды
Ван Маанена температура её поверхности составляет
всего около 4 000 K.

1.7. Звезда Барнарда
Звезда Барнарда — одиночная звезда в созвездии
Змееносца. Красный карлик спектрального класса M4,0V
C, видимая звёздная величина — 9,57m, светимость —
1/2300 солнечной. Масса звезды Барнарда оценивается в
17% массы Солнца, а радиус в 15—20% от радиуса
Солнца. Предполагаемый осевой период вращения —
130,4 дня. Звезда проявляет некоторую активность
(обнаружены пятна, вспышки).
Находится на расстоянии 1,828 парсек (5,96 светового
года) от Солнца, то есть это одна из ближайших звезд к
Солнечной системе (ближе только три звезды,
составляющие систему Альфа Центавра).

Рис. Эдвард Эмерсон Барнард
Открыта в 1916 году Эдвардом Барнардом, впервые
измерившим её собственное движение, и названа в его
честь. Звезду Барнарда часто называют «Летящей» или
«Беглянкой», поскольку она обладает самой большой
(кроме Солнца, проходящего большой круг на небесной
сфере за год) скоростью углового перемещения по

небесной сфере среди известных звёзд (10,358 угловой
секунды в год). Перпендикулярная компонента скорости
«Летящей Барнарда» к лучу зрения земного наблюдателя
составляет 90 км/с. Радиальная (лучевая) скорость по
измерениям доплеровского сдвига спектральных линий в
спектре звезды равна 106,8 км/с, то есть звезда
приближается к нам. За 174 года звезда смещается по
небесной сфере на 0,5° (видимые угловые размеры Солнца
и Луны).
В 11800 году минимальное расстояние звезды от
Солнца составит 3,8 светового года (1,2 пк); за несколько
столетий до этого момента она станет нашей ближайшей
звёздной соседкой, если не будут открыты другие близкие,
пока неизвестные тусклые звёзды. Имеет блеск 9,6
звёздной величины, поэтому невооружённым глазом не
видна и не станет видна в момент максимального
сближения при звёздной величине 8,6.
В конце 1960-х годов американский астроном П. Ван де
Камп утверждал, что звезда Барнарда имеет невидимые
спутники с массами 1,26, 0,63 и 0,89 массы Юпитера
(периоды обращения — 6,1, 12,4 и 24,8 года
соответственно).
В
настоящее
время
эти
выводы
считаются
ошибочными. В 2003 году опубликованы продолжавшиеся
2,5 года наблюдения лучевой скорости звезды, в
результате которых установлены строгие ограничения на
массы и периоды обращения возможных планет вблизи
звезды Барнарда. В частности, исключено наличие планет
с массой больше 0,86 массы Юпитера с радиусом орбиты
от 0,017 до 0,98 астрономической единицы (а. е.). В зоне
обитаемости, то есть на расстоянии 0,034 — 0,082 а. е. от
звезды, где гипотетическая планета получала бы
достаточно света для существования на её поверхности
жидкой воды, исключено наличие любой планеты с
массой больше трех масс Нептуна (планета на таком
расстоянии имела бы орбитальный период от 6 до 22
дней). Если считать, что луч зрения земного наблюдателя
лежит в плоскости орбиты гипотетической планеты
(самая благоприятная ориентация для открытия планеты

методом лучевых скоростей), то верхнее ограничение на
её наблюдаемую массу составляет 7,5 массы Земли.
С 1987 года звезду Барнарда исследует группа
астрономов из Калифорнии. Они измеряли лучевую
скорость звезды инструментами обсерваторий Лика и
Кека. Вначале среднеквадратическая ошибка их
измерений лучевой скорости составляла около 20 м/с, а
потом (примерно с 2004 года) они повысили точность
измерений до около 2 м/с. Всего было сделано 248
измерений. Согласно полученным данным, у звезды
Барнарда нет планет с массой больше 2 масс Земли и
орбитальными периодами обращения короче 10 суток.
Также не подтверждается существование планет с
минимальной массой больше 10 масс Земли и с периодом
обращения менее двух лет. Из-за низкой светимости этой
звезды гипотетическая планета, получавшая бы столько
же тепла от звезды на единицу площади, как Земля от
Солнца, если бы обращалась вокруг «Летящей Барнарда»
на расстоянии 0,0676 а. е. (~10 млн км). А орбитальный
период был бы равен 15,64 земных суток.
В ноябре 2018 года международная команда
астрономов, после двадцати лет наблюдений, объявила об
обнаружении на расстоянии 0,404 а. е. от звезды Барнарда
сверхземли массой не менее 3,2 масс Земли. Было
рассчитано, что планета, получившая название Звезда
Барнарда b или GJ 699 b совершает один виток вокруг неё
за 233 дня. Планета находится в 2,5 раза ближе к звезде
Барнарда, чем Земля к Солнцу, но получает от красного
карлика только 2,03 % от той энергии, которую Земля
получает от Солнца. Температура на поверхности планеты
не превышает —170 К. Возможно, у звезды Барнарда на
более далёкой орбите находится ещё одна планета,
делающая оборот за 6600 дней.
В 2021 году существование планеты Barnard b было
поставлено под сомнение, так как сигнал радиальной
скорости с планетным орбитальным периодом исчез в
новых данных, полученных в ближнем инфракрасном
диапазоне доплеровским спектрографом Habitable-Zone
Planet Finder (HPF) телескопа Хобби — Эберли.

1.8. Телескоп Хобби — Эберли
Телескоп Хобби — Эберли (англ. Hobby-Eberly
Telescope) — телескоп с диаметром главного зеркала 9,2
метра (30 футов), расположенный в обсерватории МакДоналд на высоте 2026 метров. Назван в честь вицегубернатора Техаса Билла Хобби (англ. Bill Hobby) и
Роберта Эберли (Robert E. Eberly), филантропа из штата
Пенсильвания. Наблюдения проводятся в диапазоне 350
нм – 1800 нм. Первое наблюдение было проведено 10
декабря 1996 года.

Рис. Телескоп Хобби — Эберли
Телескоп отличает большое количество нововведений.
Он не двигается; вместо этого инструменты, которые
находятся в фокусе, двигаются вдоль лицевой стороны
неподвижного главного зеркала, позволяя небесному
объекту находиться под наблюдением до двух часов.

1.9. Первая открытая экзопланета Гамма Цефея A b
В конце 1980-х годов многие группы астрономов
начали систематическое измерение скоростей ближайших
к Солнцу звёзд, ведя специальный поиск экзопланет с
помощью высокоточных спектрометров.
Впервые внесолнечная планета была найдена у звезды
Гамма Цефея A канадскими астрономами Кэмпбеллом
(Bruce Campbell), Уолкером (Gordon Walker) и Янгом
(Stephenson Yang) в 1988 году. В 1989 году о
существовании планеты Гамма Цефея A b также объявили
Э. Лаутон (Anthony Lawton) и П. Райт (P. Wright). Однако,
в 1992 году открытие экзопланеты было поставлено под
сомнение из-за недостаточной точности измерений,
проводившихся в то время.
24 сентября 2003 года существование эзкзопланеты
Гамма Цефея A b было подтверждено Вильямом Кохраном
(William D. Cochran), Арти Хатцесом (Artie P. Hatzes) и
другими астрономами Обсерватории Макдональда
(McDonald Observatory, штат Техас). Ее минимальную
массу оценили как 1,59 масс Юпитера.
В 2006 году, после измерений проведённых спутником
Hipparcos, было доказано, что Гамма Цефея A b
действительно планета, а не коричневый карлик. Ее
максимальную массу признали меньше 13 масс Юпитера с
точностью 95% и меньше 16,9 масс Юпитера с точностью
99,73 %.
Гамма Цефея A b находится на расстоянии 45 световых
лет от Солнца. Оборот вокруг своей звезды, она совершает
по слегка вытянутой орбите (эксцентриситет — 0,115)
почти за два с половиной года (903 дня). Расстояние до
материнской звезды — 2,044 а. е. (1,81 а. е. — 2,28 а. е.),
то есть дальше, чем Марс от Солнца. Гамма Цефея A b
является газовым гигантом. Оцениваемая минимальная
масса этой планеты минимум в полтора раза больше
массы Юпитера.

1.10. Первое подтвержденное обнаружение системы
экзопланет у пульсара PSR 1257+12
PSR 1257+12 (Лич) — пульсар, планетная система
которого была первой из обнаруженных за пределами
Солнечной системы.
В 1991 году польский радиоастроном Александр
Вольщан, изучая открытый им в 1990 году в обсерватории
Аресибо пульсар PSR 1257+12, заметил периодическое
изменение частоты прихода импульсов. Канадский
астроном Дейл Фрейл подтвердил это открытие
наблюдениями на другом радиотелескопе. В 1992 году
они совместно опубликовали результаты исследований, в
которых, обнаруженные периодические изменения
частоты, объяснялись влиянием двух планет с массой в
четыре раза больше земной. Позже была обнаружена ещё
одна планета с массой вдвое больше массы Луны.
По соотношению периодов планеты напоминают
Меркурий, Венеру и Землю. Не ясно их происхождение.
Внутренние планеты не смогли бы пережить взрыв
сверхновой. Возможно, они сформировались после взрыва
из вещества, перетекавшего на пульсар из второго
компонента системы, позже утерянного. Системы
подобного типа у других пульсаров обнаружены не были.
Физические характеристики экзопланет
Планета b (Драугр). Период обращения 25,262 суток,
большая полуось орбиты 0,19 а.е., орбита круговая
(эксцентриситет 0,0). Масса 0,025 земной.
Планета c (Полтергейст). Период обращения 66,5419
суток, большая полуось орбиты 0,36 а.е., орбита круговая
(эксцентриситет 0,0186). Масса 4,3 земной.
Планета d (Фобетор). Период обращения 98,2114 суток,
большая полуось орбиты 0,46 а.е., орбита круговая
(эксцентриситет 0,0252). Масса 3,9 ± 0,2 земной.

1.11. Александр Вольщан
Александр Вольщан (польск. Aleksander Wolszczan, 29
апреля 1946 г.) — польский астроном.
Сразу после рождения Александра семья Вольщанов
переселилась в Щецин, где он провёл своё детство. Свою
научную карьеру начал в Польше, где в Университете
Николая Коперника в Торуне получил в 1969 степень
магистра, а в 1975 — степень доктора философии.
В 1982 году он переезжает в США, где работает в
Корнеллском и Принстонском университетах.Позднее он
получает
должность
профессора
Пенсильванского
университета
в
Калифорнии.
Одновременно
он
продолжал работать и профессором университета в
Торуни. Осенью 2008 года Вольщан покинул университет.
Является членом Польской академии наук.
В 1990 году проводя астрономические наблюдения в
обсерватории Аресибо, он обнаружил пульсар PSR
1257+12. Анализ полученных данных показал, что вокруг
пульсара обращаются 2 планеты массой в 3,4 и 2,8 земных
(PSR B1257+12 c и PSR B1257 +12 b). Эти данные были
подтверждены на другом радиотелескопе канадским
астрономом Дейлом Фрейлом. Таким образом было
доказано
существование
внесолнечной
планетной
системы.
Учёные опубликовали результаты своих исследований
в 1992 и 1994 годах соответственно, в настоящее время их
открытие признано научным сообществом.
Награды
1992 — Премия Фонда польской науки.
1996 — Премия Беатрис Тинслей от Американского
астрономического общества.

Рис. Александр Вольщан

Рис. Дейл А. Фрейл

1.12. Дейл Фрейл
Дейл А. Фрейл — канадский астроном, работающий в
Национальной
радиоастрономической
обсерватории
(NRAO) в Сокорро, Нью-Мексико.
Родился в Канаде, большую часть детства провел в
Европе, а его профессиональная карьера проходила в
США.
Фрейл получил университетское образование в Канаде:
сначала степень бакалавра по физике в Университете
Акадия в Новой Шотландии, затем получил степени
магистра и доктора философии по астрофизике в
Университете Торонто. В 1989 году он переехал в
Соединенные Штаты в качестве аспиранта NSERC. После
окончания престижной аспирантуры Янски в 1993 году он
присоединился
к
исследовательскому
персоналу
Национальной радиоастрономической обсерватории, где
остается по сей день.
Фрейл автор более 250 рецензируемых научных работ,
в том числе более 30 статей в престижном журнале Nature.
Он внес вклад в многочисленные области астрофизики,
включая изучение многоволновых электромагнитных
аналогов гравитационно-волновых событий, гаммавсплесков,
экзопланет,
мягкого
гамма-излучения,
межзвездной среды, пульсаров, мазеров и остатков
сверхновых. Широкой публике он наиболее известен
открытиями в области экзопланет и гамма-всплесков. В
2010 году он был удостоен стипендии Гуггенхайма. С
августа 2011 года по сентябрь 2015 года был помощником
директора NRAO по очень большому массиву Карла Дж.
Янски и очень длинному базовому массиву, а также
директором сайта по операциям в Нью-Мексико. В 2016
году он получил степень почетного доктора наук в
Университете Акадия.
В начале 1992 года Фрейл и польский астроном
Александр Вольщан объявили о своем открытии
существования двух планет и возможной третьей вокруг

пульсара PSR B1257+12. Их открытие было подтверждено
в середине 1992 года. Помимо того, что это первое
подтвержденное открытие планет у пульсаров, находка
также обычно считается первым подтвержденным
открытием внесолнечных планет любого типа.
Начиная с 1997 года, Фрейл входил в команду CaltechNRAO, которая помогла разгадать давнюю тайну
происхождения гамма-всплесков. Они использовали
оптический спектр, снятый телескопом Кека в
направлении оптического послесвечения GRB 970508,
чтобы установить, что гамма-всплески происходили на
космологических расстояниях. Затем они использовали
обнаружение
радиотелескопом
Very
Large Array
послесвечения излучения от этого же всплеска, чтобы
измерить размер объекта и сделать вывод, что источник
расширяется релятивистски. Эти два наблюдения
остались краеугольными камнями в космологической
модели шаровой молнии для гамма-всплесков. В 2009
году Thomson ISI включил Фрейла в список третьих
наиболее цитируемых исследователей в области гаммавсплесков за период с 1999 по февраль 2009 года.

Публикации
Вольщан, А.; Фрейл, Д. А. (1992). "Планетная система вокруг
миллисекундного пульсара PSR1257+12". Nature. 355 (6356):
145–147.
Мецгер, М. Р.; Джорговски, С. Г.; Кулкарни, С. Р.; Стейдель,
К. С.; Адельбергер, К. Л.; Фрейл, Д. А.; Коста, Э.; Фронтера, Ф.
(1997). "Спектральные ограничения на красное смещение
оптического аналога гамма-всплеска 8 мая 1997 года".
Nature. 387 (6636): 878–880.
Фрейл, Д.А.; Кулкарни, С. Р.; Никастро, Л.; Ферочи, М.;
Тейлор, Г. Б. (1997). "Радио-послесвечение от гамма-всплеска
8 мая 1997 года". Nature. 389 (6648): 261–263.

1.13. Экзопланета 51 Пегаса b
51 Пегаса b (51 Pegasi b / 51 Peg b, Димидий) — первая
экзопланета, обнаруженная у звезды 51 Пегаса.
Материнская звезда — жёлтый карлик главной
последовательности, похожий на Солнце.
Физические характеристики
51 Пегаса b совершает оборот по круговой орбите
вокруг своей звезды за 4,23 суток на расстоянии 0,0527 а.
е. (то есть в 19 раз ближе, чем Земля, и в 6 раз ближе, чем
Меркурий). Высказывались предположения, что 51 Пегаса
b — твёрдая землеподобная планета, но теперь считается,
что она является газовым гигантом с атмосферой,
разогретой, по оценкам, до 1000 К — то есть представляет
собой так называемый «горячий юпитер». Вполне
возможно, что планета из-за приливного воздействия
близкой материнской звезды повёрнута к ней всегда
одной стороной. Оцениваемая масса планеты составляет
приблизительно половину массы Юпитера (0,468 MJ), но
радиус экзопланеты, вероятно, должен быть больше
радиуса Юпитера из-за значительного нагрева.
История открытия
51 Пегаса b была открыта в 1995 году астрономами
Мишелем Майором (Michel Mayor) и Дидье Кело (Didier
Queloz) в Обсерватории Верхнего Прованса. Это была
первая обнаруженная экзопланета, обращающаяся вокруг
солнцеподобной звезды. За это открытие Майор и Кело в
2019 году были удостоены Нобелевской премии по
физике.
С помощью оптического спектрометра ELODIE,
измеряющего доплеровское смещение линий, Майор и
Кело в 1994 году начали регулярное измерение лучевых
скоростей у 142 солнцеподобных звёзд, относительно
близких к Солнцу. Довольно быстро были обнаружены

«покачивания» звезды 51 Пегаса, происходившие с
периодом 4,23 суток, вызванные влиянием на звезду
обращающейся вокруг неё планеты. Сравнительно
большая масса планеты и малый радиус орбиты (в
Солнечной системе она располагалась бы значительно
ближе к Солнцу, чем Меркурий) облегчили её
обнаружение. Вскоре это открытие было подтверждено
американскими астрономами Джеффри Марси (Geoffrey
Marcy)
и
Полом
Батлером
(Paul
Butler)
из
Калифорнийского университета в Беркли.
Интересно, что в начале 1997 года открытие было
подвергнуто сомнению. Было высказано предположение,
что планета не существует, а периодические изменения в
спектре 51 Пегаса вызваны её пульсацией. Однако следы
такой пульсации обнаружить не удалось (если бы звезда
пульсировала, то форма спектральных линий была бы
переменной, но за всё время наблюдений она оставалась
неизменной). Таким образом, существование 51 Пегаса b
было окончательно подтверждено.
В 2015 году при помощи спектрографа HARPS был
получен прямой спектр оптического излучения,
отражённого от поверхности 51 Пегаса b. Это было первое
в истории подобное наблюдение.
Название
Официальное название экзопланеты — 51 Пегаса b (51
Pegasi b, или 51 Peg b для краткости), однако для неё
также было предложено неофициальное «прозвище» —
«Беллерофонт», в честь Беллерофонта, греческого героя —
укротителя Пегаса, как ссылка на созвездие Пегаса, в
котором расположена материнская звезда этой планеты. В
2015 году в результате конкурса, объявленного
Международным астрономическим союзом, планета
получила имя Димидий (Dimidium) от латинского слова,
означающего «половина», что соотносится с массой
планеты, примерно равной половине массы Юпитера.

1.14. Мишель Майор
Мишель Майор (фр. Michel Mayor; род. 12 января 1942,
Лозанна, Во, Швейцария) — швейцарский астрофизик,
почётный профессор Университета Женевы (кафедра
астрономии). Майор официально ушёл в отставку в 2007
году, но остаётся активным исследователем в Женевской
обсерватории.

Рис. Мишель Майор
В 1966 году получил степень магистра в области
физики в Университете Лозанны, в 1971 — докторскую
степень в области астрономии в Женевской обсерватории.
Его диссертация содержит исследование кинематических
свойств звёзд в окрестностях Солнца в возможной связи со
спиральной структурой Галактики. Непродолжительное
время работал в Институте астрономии Кембриджского
университета (1971). Работая в Университете Женевы,
провёл несколько творческих отпусков длительностью в

семестр в Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили
и в Институте астрономии Гавайского университета.
С 1989 по 1992 годы он возглавлял Консультативный
совет Европейской южной обсерватории, с 1990 по 1993
Президент Швейцарского общества по астрофизике и
астрономии (Swiss Society of Astrophysics and Astronomy).
Активный член и бывший председатель нескольких
комиссий Международного астрономического союза.
В 1995 году совместно с Дидье Кело открыл 51 Пегаса
b,
первую
экзопланету,
обращающуюся
вокруг
солнцеподобной звезды (51 Пегаса). В 2019 году Майор и
Кело получили за это открытие Нобелевскую премию
(1/4) по физике.
Другие награды
1998 — Премия Жюля Жансена
1998 — Marcel Benoist Prize
2000 — Премия Бальцана
2004 — Медаль Альберта Эйнштейна
2004 — Кавалер ордена Почётного легиона
2005 — Премия Шао, «За открытие и определение
орбит и масс первых планет, обращающихся вокруг
других звёзд, революционизирующие наше понимание
процессов формирования планет и планетных систем»
2010 — Международная научная премия имени
Виктора Амбарцумяна, «За их важный вклад в изучении
связи между планетными системами и окружающими их
звёздами»
2010 — Медаль Карла Шварцшильда
2015
—
Золотая
медаль
Королевского
астрономического общества, «For his discoveries of planets
orbiting other stars, and the development of instrumentation
designed to find them»
2015 — Премия Киото
2017 — Премия Вольфа по физике, «За открытие
первой экзопланеты, обращающейся вокруг похожей на
Солнце звезды»

Рис. Мишель Майор и Дидье Кело

Рис. Дидье Кело

1.15. Дидье Кело
Дидье Кело (фр. Didier Queloz; род. 23 февраля 1966,
Лозанна) — швейцарский астроном. Лауреат Нобелевской
премии по физике (2019, совместно с Мишелем Майором
и Джимом Пиблсом).
Дидье Кело получил образование в Женевском
университете, где впоследствии получил степень магистра
физики в 1990 году, степень DEA в области астрономии и
астрофизики в 1992 году и степень доктора философии в
1995 году. Его научным руководителем был швейцарский
астрофизик Мишель Майор.
Кело стоит у истоков «экзопланетной революции» в
астрофизике. В 1995 году совместно с Мишелем Майором
открыл 51 Пегаса b, первую экзопланету, обращающуюся
вокруг звезды главной последовательности.
Планета была обнаружена путем измерения небольших
периодических изменений радиальной скорости звезды,
производимых вращающейся планетой. Обнаружение
этой небольшой изменчивости с помощью эффекта
Доплера стало возможным благодаря разработке
спектрографа
нового
типа,
установленного
в
обсерватории Верхнего Прованса. За это достижение
Майор и Кело были удостоены Нобелевской премии по
физике 2019 года «за вклад в наше понимание эволюции
Вселенной и места Земли в космосе».
Это эпохальное открытие произвело революцию в
астрономии
и
положило
начало
исследованиям
экзопланет. В течение следующих 25 лет основной
научный вклад Дидье Кело, по сути, был направлен на
расширение наших возможностей обнаружения и
измерения этих систем для получения информации об их
физической структуре. Цели исследований состояли в том,
чтобы лучше понять их формирование и эволюцию по
сравнению с Солнечной системой. Кело участвовал в
разработке нового астрономического оборудования,
новых подходов к наблюдению
и алгоритмов
обнаружения новых экзопланет.

После объявления об обнаружении первой транзитной
планеты (в 1999 году) исследовательский интерес Дидье
Келоза расширился с целью объединить возможности,
предлагаемые транзитными планетами, и последующие
измерения с помощью доплеровской спектроскопии. В
2000 году он добился первого спектроскопического
обнаружения транзита экзопланеты, используя так
называемый эффект Росситера-Маклафлина. Этот тип
измерения, по сути, сообщает нам о прогнозируемом угле
между вектором углового момента звезды и вектором
орбитального углового момента планеты.
Особая геометрия транзитных планет в сочетании с
точными
доплеровскими
спектроскопическими
наблюдениями позволяют нам измерять массу и радиус
планет и вычислять их объемную плотность, чтобы
получить представление об их физической структуре. В
2003 году Дидье Келоз, недавно назначенный на
должность преподавателя, со своей исследовательской
группой сумел применить комбинацию этих методов,
впервые измерив плотность планет. Они также искали
транзитные возможности на известных планетах с
лучевой скоростью и обнаружили первую транзитную
планету размером с Нептун Gliese 436 b.
Позднее Дидье Келоз перешел в Кембриджский
университет, он, по сути, сосредоточил свою деятельность
на
организации
комплексной
исследовательской
деятельности, направленной на обнаружение планет,
похожих на Землю, и жизни во Вселенной.
С помощью своих коллег из IoA и DAMTP Келоз основал
Кембриджский центр исследования экзопланет.
Награды и признание
2011 — BBVA Foundation Frontiers of Knowledge Award
2013 — Thomson Reuters Citation Laureate (по физике)
2017 — Премия Вольфа по физике
2019 — Нобелевская премия по физике
2020 — член Лондонского королевского общества
В его честь назван астероид (177415) Queloz.

1.16. Экзопланета 47 Большой Медведицы b
47 Большой Медведицы b (47 UMa b) или Тафао Тонг
— экзопланета, находящаяся на расстоянии около 46
световых лет от Земли в созвездии Большой Медведицы.
Планета была обнаружена на долгопериодической орбите
вокруг звезды 47 Большой Медведицы в январе 1996 года
и с 2011 года является самой внутренней из трёх
известных планет в этой планетарной системе. Она имеет
массу по меньшей мере в 2,53 раза больше, чем Юпитер.
Как и большинство первых обнаруженных внесолнечных
планет, 47 Большой Медведицы b была обнаружена с
помощью изменений в радиальной скорости её звезды,
когда гравитация планеты притягивает звёзды к себе,
заставляя её колебаться. Это было достигнуто путём
наблюдения доплеровского смещения спектра 47
Большой Медведицы.
После открытия первой экзопланеты в системе
солнцеподобной звезды 51 Пегаса, астрономы Джеффри
Марси и Пол Батлер занялись проверкой уже
накопленных наблюдательных данных с целью открытия
новых
экзопланет.
Учёные
уточняли
колебания
радиальных скоростей звёзд по данным 13-летних
измерений
доплеровского
смещения
в
Ликской
обсерватории Калифорнийского университета в Беркли.
Довольно скоро они обнаружили сразу две экзопланеты,
47 Большой Медведицы b и 70 Девы b.
47 Большой Медведицы b — газовый гигант (холодный
юпитер) в 2,5 раза массивней Юпитера, его расстояние до
звезды существенно превосходит аналогичные расстояния
похожих на него экзопланет. Орбита почти круговая, что
похоже на орбиты планет-гигантов в Солнечной системе.
Комметарий
Возле 70 Девы был обнаружен пылевой диск, нагретый до
температуры 156 К, расположенный на расстоянии
примерно 3,4 астрономических единицы от звезды.

1.17. Джеффри Марси
Джеффри Марси (англ. Geoffrey William Marcy; род. 29
сентября 1954) — американский астроном, рекордсмен
по
числу
открытых
экзопланет.
Профессор
Калифорнийского университета в Беркли (до октября
2015 года), член Национальной АН США (2002 - 2021).
Совместно с Полом Батлером и Деброй Фишер открыл 70
из первых ста найденных экзопланет.
В 1972 году окончил среднюю школу в Гранада Хиллс в
Калифорнии. В 1976 году с отличием окончил
Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе по
специальностям физика и астрономия. В 1982 году стал
доктором философии по астрономии в Калифорнийском
университете в Санта-Крузе, работая в Ликской
обсерватории.
С 1982 по 1984 год занимался преподаванием и
научно-исследовательской деятельностью в Институте
Карнеги (Вашингтон). С 1984 по 1996 год — доцент
кафедры физики и астрономии, и с 1997 по 1999 год —
заслуженный профессор Университета штата в СанФранциско. Впоследствии адъюнкт-профессор физики и
астрономии
этого
же
университета,
профессор
астрономии Калифорнийского университета в Беркли и
руководитель Центра комплексной планетологии.
В октябре 2015 года покинул Калифорнийский
университет в Беркли — из-за скандала о домогательстве
к студенткам и аспиранткам в период с 2001 по 2010 год.
В мае 2021 года был исключён из Национальной АН США.
В начале 1980-х годов занимался магнитными полями
звёзд, не добившись существенных результатов.
Марси подтвердил открытие первой экзопланеты у
солнцеподобной
звезды
(звезды
главной
последовательности) — 51 Пегаса b, сделанное Мишелем
Майором и Дидье Квелоцем в 1995 году. После этого он
открыл
первую
многопланетную
систему
у

солнцеподобной звезды (Ипсилон Андромеды), первую
экзопланету транзитным методом — HD 209458 b, первую
экзопланету, удалённую от своей звезды далее 5 а. е.
(расстояние от Солнца до Юпитера) — 55 Рака d и такие
известные экзопланеты, как Глизе 436 b и 55 Рака e. C 8
июня 2012 года является заведующим первой
академической
кафедры
SETI
Калифорнийского
университета в Беркли, учреждённой Уотсоном и Мэрлин
Альбертс, бывшими выпускниками университета.
Комментарий
Знаменитый планетолог Джеффри Марси, которому
прочили Нобелевскую премию за открытие экзопланет,
был вынужден подать в отставку и покинуть университет
Калифорнии в Беркли после скандала о сексуальных
домогательствах, пишет интернет-издание Space.com.
В глобальную сеть, через интернет-издание BuzzFeed,
«утекли» отчеты о внутреннем расследовании в
университете Калифорнии в Беркли (UCB). В них Марси
обвинялся в «ряде действий сексуального характера —
поцелуях, щипании и массаже», что произошло в
промежутке между 2001 и 2010 годами.
Марси не стал отрицать того, что он совершал
домогательства, и опубликовал на сайте университета
открытое письмо с извинениями и просьбой о прощении.
Публика очень бурно отреагировала на эти раскрытия —
поток обвинений и гневных реплик обрушился не только
на самого астронома, но и на университет, который, как
считает известный австралийский астрофизик Кэйти Мэк
(Kathy Mack) и многие другие астрономы-феминисты,
решил замять скандал и не наказывать Марси, просто
предупредив его о недопустимости подобных деяний.
Поднятая ими кампания в социальных сетях заставила
университет поменять свое мнение и лишить Марси всех
прав. В результате ученый сначала покинул пост ведущего
ученого в инициативе Breakthrough Listen, открытой для
поиска инопланетян, и покинул свою кафедру в Беркли.

Рис. Джеффри Марси

Рис. Роберт Пол Батлер

1.18. Роберт Батлер
Роберт Пол Батлер (родился в 1960 году) — астроном и
штатный научный сотрудник Научного института
Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия, который
занимается поиском внесолнечных планет. По состоянию
на ноябрь 2020 года он и его команда обнаружили более
половины известных планет, вращающихся вокруг
близлежащих звезд. Он известен своей новаторской
работой в области доплеровской спектроскопии, метода,
используемого для обнаружения звезд, имеющих планеты,
с помощью измерения «колебания», вызванного
гравитационными силами между звездой и ее планетами.
Батлер родился в апреле 1960 года в Сан-Диего, штат
Калифорния. Он с детства интересовался астрономией.
Когда ему было 14 лет, он построил 8-дюймовый
телескоп-рефлектор и начал изучать планеты и звезды.
Батлер получил степень бакалавра (физика, 1985),
бакалавра (химия, 1986) и магистра (физика, 1989) в
Университете
штата
Сан-Франциско,
защитив
магистерскую диссертацию под руководством Джеффри
Марси. В это время он, вместе с Марси, начал работу над
конструкцией чувствительного спектрографа, с помощью
которого можно было бы обнаруживать внесолнечные
планеты, изучая лучевую скорость их родительских звезд.
В 1993 году Батлер получил степень доктора
философии по астрономии в Колледже компьютерных,
математических и естественных наук Университета
Мэриленда в Колледж-Парке. После чего вернулся в
Государственный университет Сан-Франциско, чтобы
работать с Марси. В 1993-1997 годах Батлер был
приглашенным научным сотрудником Калифорнийского
университета в Беркли.
В 1995 году Марси и Батлер использовали свой
спектрограф для подтверждения открытия М. Майора и Д.
Келоза первой экзопланеты, вращающейся вокруг звезды
главной последовательности 51 Пегаса b.

В 1996 году Марси и Батлер стали первыми
американцами, открывшими новую планетную систему —
планету, вращающуюся вокруг 70 Девы. Планета была
обнаружена с помощью измерений радиальной скорости,
сделанных с помощью телескопа К. Дональда Шейна в
обсерватории Лик. Им принадлежит открытие 70 из
первых 100 открытых экзопланет.
В 1997 году Батлер стал штатным астрономом АнглоАвстралийской обсерватории в Сиднее, Австралия.
С 1999 года Батлер стал штатным научным
сотрудником Научного института Карнеги в Вашингтоне,
округ Колумбия. По состоянию на 2001 год его
заявленной целью было «обследовать все 2000
солнцеподобных звезд на расстоянии 150 световых лет».
Награды
Марси и Батлер разделили ряд наград, включая первую
медаль Международного астрономического союза по
биоастрономии в 1997 году. В 2001 году Батлер и Марси
были
награждены
медалью
Генри
Дрейпера
Национальной академии наук «за их новаторские
исследования планет, вращающихся вокруг других звезд с
помощью высокоточных лучевые скорости». Поисковая
группа планет Карнеги, состоящая из Марси, Батлера,
Стивена Вогт и Дебры Фишер получили премию Карла
Сагана от Американского астронавтического общества и
Планетарного общества в 2002 году. В 2002 году Батлер
вместе с Марси и Вогтом получил премию Беатрис Тинсли
Американского астрономического общества. Марси и
Батлер были названы лауреатами журнала Discover. Они
же признаны «Космическими учеными года» в 2003 году.
В 2011 году Батлер был избран членом Американской
академии искусств и наук за его работу по разработке
метода точной доплеровской скорости, «самого точного
на сегодняшний день метода» для наблюдения планет и за
его многочисленные открытия таких звезд. Батлеру
приписывали «центральную роль» в изменении «того, как
мы смотрим на наше место во Вселенной».

1.19. Экзопланета Глизе 876 b
Глизе 876 b — экзопланета, обращающаяся вокруг
красного карлика Глизе 876, расположенного в созвездии
Водолея. Полный оборот планеты вокруг звезды
составляет приблизительно 61 день. Открытая в июне
1998 года, Глизе 876 b стала первой планетой, открытой у
красного карлика.
Глизе 876 b была открыта двумя независимыми
группами. Одну из них возглавлял Джеффри Марси (на
основе
данных
Обсерватории
Кек
и
Ликской
обсерватории), а другую Ксавье Дельфоссе (Женевская
обсерватория). Как и большинство известных экзопланет,
Глизе 876 b была открыта при помощи метода измерения
радиальных скоростей.

Рис. Система Глизе 876
Глизе 876 b находится в резонансе 1:2:4 с внутренней
планетой Глизе 876 c и внешней — Глизе 876 e: времени,
которое требуется планете е, чтобы завершить один

оборот, достаточно, чтобы завершить 2 и 4 оборота
планетам b и c соответственно. Это второй известный
случай соответствующего орбитального резонанса
(резонанс Лапласа) после спутников Юпитера: Ио, Европы
и Ганимеда. Это приводит к сильным гравитационным
взаимодействиям между планетами. В результате,
элементы орбиты планеты изменяются довольно быстро,
как и прецессия орбиты. Орбита планеты имеет
небольшой эксцентриситет, что характерно также для
планет Солнечной системы. Большая полуось орбиты
составляет всего лишь 0,208 а. е., это меньше, чем у
Меркурия, тем не менее, Глизе 876 является настолько
тусклой звездой, что планета находится в обитаемой зоне.
Ограничения метода радиальных скоростей, который
был использован для обнаружения Глизе 876 b, позволяют
определить только нижний предел массы планеты. Он
оценивается как равный приблизительно 1,93 массы
Юпитера. Определение истинной массы зависит от
наклона орбиты, который точно неизвестен. Однако в
случае с Глизе 876 b моделирование орбитального
резонанса позволяет предположить, что масса равна
2,2756 масс Юпитера.
Учитывая массу планеты, можно предположить, что
Глизе 876 b является газовым гигантом и не имеет
твёрдой поверхности. Так как планета была открыта
косвенным методом, то такие характеристики как радиус,
состав и температура точно неизвестны. Если состав
планеты подобен составу Юпитера, среда близка к
химическому равновесию, то можно ожидать, что её
атмосфере нет облаков, хотя в более прохладных областях
планеты условия могут способствовать их образованию из
водяного пара.
Глизе 876 b расположена в обитаемой зоне её звезды,
что позволяет планете, обладающей массой, близкой к
массе Земли, иметь на поверхности жидкую воду. Хотя
неизвестно, может ли существовать какая-то форма жизни
на газовых гигантах, достаточно крупные спутники могут
быть обитаемыми в том случае, если условия на них
являются подходящими.

1.20. Система Ипсилон Андромеды (HD 9826)

Ипсилон Андромеды (υ Andromedae), 50 Андромеды
(50 Andromedae), HD 9826 — двойная звёздная система в
созвездии Андромеды на расстоянии приблизительно 43,7
световых лет (13,4 парсеков) от Солнца. Видимая звёздная
величина звезды +4,152m. Возраст около 3,12 млрд лет.
Первая звезда главной последовательности, у которой
была обнаружена многопланетная система. Вокруг звезды
обращается, как минимум, четыре планеты.
Система является физически двойной и оптически
четырёхкратной.
Первый компонент (HD 9826Aa) — жёлто-белая звезда
спектрального класса F9V. Масса — около 1,27 солнечной,
радиус — около 1,48 солнечного, светимость — около 3,57
солнечных. Эффективная температура — около 6193 K.
Второй компонент (UCAC4 657-006214) — красный
карлик спектрального класса M4,5V. Видимая звёздная
величина звезды +13,6m. Масса — около 0,2 солнечной.
Удалён от главной звезды минимум на 750 а.е..
Ранее считалось, что в систему входят ещё две звезды:
UCAC3 263-13722, жёлтый карлик спектрального класса
G-F с видимой звёздной величиной +12,6m, радиусом
около 1,16 солнечного, и четвёртый компонент — TYC
2822-2067-1, жёлто-белая звезда спектрального класса F2
с видимой звёздной величиной +10,365m, радиусом
около 3,41 солнечных. Однако после измерений их
параллаксов в 2020 году с помощью телескопа Gaia стало
известно, что расстояние от Солнца до первой из них
около 560 пк, до второй около 510 пк, то есть они
находятся в десятки раз дальше, чем Ипсилон Андромеды.
Таким образом, они лишь случайно проецируются на
небесную сферу вблизи Ипсилона Андромеды и не
составляют с этой звездой и друг с другом физическую
систему звёзд.

Планета b
Открыта в 1996 году Дж. Марси и П. Батлером методом
доплеровской спектроскопии. Период обращения — 4,617
суток, большая полуось орбиты — 0,059 а. е., орбита
круговая (эксцентриситет 0,012). Минимальная масса —
0,69 масс Юпитера.
Планета c
Открыта
в
1999
году
методом
доплеровской
спектроскопии. Период обращения — 241,5 суток,
большая полуось орбиты — 0,829 а. е., орбита вытянута
(эксцентриситет 0,28). Минимальная масса — 1,19 масс
Юпитера.
Планета d
Открыта
в
1999
году
методом
доплеровской
спектроскопии. Период обращения — 1284 суток (3,5
года), большая полуось орбиты — 2,53 а. е., орбита
вытянута (эксцентриситет 0,27). Минимальная масса —
3,75 масс Юпитера. Астрометрические наблюдения дают
верхний предел в 10 масс Юпитера и максимальный угол
наклона орбиты к лучу зрения 155,5°.
Ипсилон Андромеды d — газовый гигант класса II, у
которого возможно образование водных облаков. Пока
неизвестно есть ли у газовых гигантов массивные луны,
способные удержать достаточно плотную атмосферу.
Планета e
После более чем тысячи сеансов наблюдений команда
астрономов во главе с Барбарой Макартур (Barbara
McArthur) пришла к выводу, что в системе имеется и
четвёртая планета (е), орбита которой дальше от звезды,
чем у остальных. Кроме того, им удалось уточнить массу
двух из трёх ранее известных планет (c и d). Их орбиты
отклонены друг относительно друга на 30 градусов.

1.21. Мафусаил или PSR B1620−26 b

PSR B1620−26 b, или по-другому Мафусаил,
обращается вокруг экзотической пары звёзд. Одна из них
— пульсар — делает почти 100 оборотов в секунду вокруг
своей оси. Вторая — белый карлик, имеющий массу 0,34
солнечных масс. Звёзды обращаются вокруг общего
центра масс на расстоянии 1 астрономической единицы
друг от друга. Полный оборот происходит каждые 6
месяцев. Официальные названия пульсар и белый карлик
получили соответственно PSR B1620−26 A и PSR B1620−26
B. Открытый в начале 1990-х годов третий объект,
оказавшийся планетой, получил название PSR B1620−26
b. Планета имеет массу 2,5 масс Юпитера и совершает
полный оборот вокруг звёзд за 100 лет. Расстояние
планеты от PSR B1620 - 26 A и PSR B1620 - 26 B составляет
около 23 а. е. (около 3,4 миллиарда километров) — это
немного больше расстояния между Ураном и Солнцем.
Система находится в шаровом скоплении M4. Возраст
скопления оценивается в 12,7 миллиарда лет. Поскольку
все объекты скопления сформировались примерно в одно
время, то и возраст юпитероподобной планеты PSR B1620
- 26 b примерно равен возрасту скопления.
Планета была открыта с помощью эффекта Доплера. В
начале 1990-х группа астрономов под руководством
Дональда Бэйкера изучала объект, который, как тогда
считалось, был двойным пульсаром. Они обнаружили, что
в системе должен быть ещё третий объект, присутствие
которого влияет на периодичность частоты излучения
пульсара. Через несколько лет были вычислены
гравитационные возмущения орбит пульсара и белого
карлика. Это дало основание предположить, что третий
объект слишком мал, чтобы быть звездой. В 1993 году
Стивен Торсетт (англ. Stephen Thorsett) с коллегами
опубликовал доклад, в котором обосновал планетарный
статус PSR B1620 - 26 b.

Происхождение пульсарных планет всё ещё не ясно, но,
похоже, что такие планеты не являются родными для
систем с материнской звездой-пульсаром. Астрономы
предполагают, что PSR B1620 - 26 b образовалась, скорее
всего, возле звезды, превратившейся затем в белый
карлик PSR B1620 - 26 B, а позже эта система была
вовлечена в поле тяготения пульсара PSR B1620 - 26 A.
Подобные объединения систем редко происходят в
плоскости нашей Галактики, но в шаровых скоплениях
встречаются часто.
Согласно разработанной модели, 10 миллиардов лет
назад пульсар захватил в поле своего тяготения звезду с
планетой, потеряв при этом свой второй возможный
компонент. Около полумиллиарда лет назад захваченная
звезда перешла на стадию красного гиганта.
Обычно период вращения молодых пульсаров вокруг
своей оси не превышает одной секунды, и с течением
времени скорость снижается, постепенно уменьшая
частоту. Более короткая периодичность характерна для
так называемых миллисекундных пульсаров, скорость
вращения
которых
поддерживается
перетеканием
вещества с соседней звезды. Период вращения пульсара
PSR B1620 - 26 А составляет несколько миллисекунд, что
может
быть
объяснена
именно
перетеканием
аккреционного
вещества.
Поэтому
исследователи
предположили, что теперешний белый карлик PSR B1620 26 В до вовлечения в орбиту пульсара был звездой,
которая, став красным гигантом, заполнила полость Роша,
и её вещество стало перетекать на пульсар, разогнав его
вращение до теперешней скорости. На протяжении
следующих сотен миллионов лет аккрецирующее
вещество порождало множество рентгеновских вспышек
колоссальной мощности, ускоряя пульсар всё больше и
больше.
Когда красный
гигант
достиг
стадии
нестабильности, верхние слои звёздного вещества были
сброшены, а оставшееся ядро сжалось в белый карлик.
Система PSR B1620 - 26 медленно дрейфует к центру
скопления M4, где плотность звёзд очень высока. Поэтому
судьба планеты PSR B1620 - 26 b остаётся неизвестной.

1.22. Экзопланета HD 209458 b (Осирис)
HD 209458 b или Осирис — экзопланета у звезды HD
209458 в созвездии Пегаса. Находится на расстоянии 153
св. лет от Солнца. Расстояние от планеты Осирис до
материнской звезды — 0,047 а.е.. Это одна из самых
изученных экзопланет, обнаруженных за пределами
Солнечной системы. Типичный «горячий юпитер».
Первыми о существовании экзопланеты HD 209458 b
сообщили Дэвид Латам и Мишель Майор в августе 1999
года. А уже 9 и 16 сентября 1999 года Дэвид Шарбонно
(Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики) и Тимоти
Браун (Национальный центр атмосферных исследований)
наблюдали прохождение (транзит) планеты по диску
звезды с помощью телескопа STARE, установленном на
Канарском острове Тенерифе. Независимо от них 5
ноября наличие планеты с орбитальным периодом 3,52
дней установил Пол Батлер по данным спектрометра
HIRES. А 8 ноября наблюдения за прохождением
проводил Грегори Генри с помощью телескопа
обсерватории Фэрборна на горе Хопкинса. Наблюдения
позволили уточнить параметры планеты: её радиус
оказался в 1,4 раза больше радиуса Юпитера.
В ходе последующих наблюдений с помощью
космического телескопа Хаббл в октябре – ноябре 2003
года удалось зафиксировать следы атмосферы Осириса.
Так как небольшая часть света от звезды доходит до нас,
проходя через плотную нижнюю атмосферу планеты,
оказалось возможным увидеть в спектре линии
поглощения натрия.
Неофициальное название экзопланета получила в
честь древнеегипетского бога.
Существует миф, в
котором бог Сет разрубил тело своего брата Осириса на
части, чтобы тот не мог вернуться к жизни (считается, что
HD 209458 b тоже теряет свое вещество).

1.23. Атмосферные явления на HD 209458 b
На первый взгляд, атмосфера планеты должна быть
стабильна: по оценкам, температура нижних слоёв
атмосферы составляет 1300 K, что не позволяет молекулам
и атомам преодолевать силу тяжести и «вырываться на
свободу». Однако температура может сильно меняться с
высотой: так, температура очень разрежённых верхних
слоёв атмосферы Земли близка к 1000 K. Причина
высокой температуры самых верхних слоёв атмосферы
планеты — разогрев коротковолновым ультрафиолетовым
излучением звезды. Для Осириса, находящегося гораздо
ближе к своему светилу, чем Земля к Солнцу, разогрев
излучением далёкого ультрафиолетового диапазона
должен идти гораздо более интенсивно.
Недавние дополнительные наблюдения за планетой в
ультрафиолетовом диапазоне с помощью того же Хаббла
показали, что в линии Лайман-альфа Осирис затмевает
свою звезду гораздо сильнее — яркость звезды падает на
15 %, что соответствует размеру окружающего планету
водородного облака примерно в 4,3 радиуса Юпитера.
Поскольку размер полости Роша (зоны, в пределах
которой вещество удерживается притяжением планеты)
для Осириса равен 3,6 радиуса Юпитера, то результаты
наблюдений
можно,
предположив,
что
планета
непрерывно теряет вещество. Об этом же свидетельствует
и ширина линий поглощения — их анализ показывает,
что атомы движутся со скоростями 130 км/с, что на
Осирисе превышает вторую космическую скорость (43
км/с).
Сверхмощный шторм
Группа астрономов из разных университетов,
работавшая под руководством Игнаса Снеллена (Ignas
Snellen) из Лейденского университета, Голландия,
открыла шторм на планете. Как считают учёные, там дует
ветер из угарного газа (СО). Скорость ветра составляет

примерно 2 км/с, или 7000 км/ч (с возможными
вариациями от 5 до 10 тысяч км/ч). Это означает, что
звезда довольно сильно подогревает экзопланету,
расположенную от неё на расстоянии всего 1/8
расстояния между Меркурием и Солнцем, и температура
её обращённой к светилу поверхности доходит до 1000 °C.
Другая сторона, никогда не поворачивающаяся к звезде,
значительно холоднее. Большая разница температур и
вызывает сильные ветра.
Дальнейшие исследования
В октябре — ноябре 2003 года были выполнены ещё
более детальные наблюдения за спектром звезды при
прохождении планеты по её диску. В ультрафиолетовом
диапазоне были идентифицированы линии поглощения,
вызванные атомам и ионам углерода и кислорода.
Таким образом, можно сказать, что началась эра
изучения химического состава внесолнечных планет.
Развитие методик позволяет надеяться, что в ближайшее
время можно будет делать выводы о пригодности
атмосферы той или иной внесолнечной планеты для
поддержания жизни.
По сообщениям нескольких астрономов в 2007 году, в
атмосфере планеты обнаружена вода. В 2013 году
астрономам при помощи космического телескопа «Хаббл»
вновь удалось найти в атмосфере планеты признаки
водяного пара.
Кометный хвост
В 2010 году учёным удалось установить, что планета
представляет собой планету-комету, то есть от неё
постоянно идёт сильный поток газов, которые сдувает с
планеты излучение звезды. Изучение шлейфа показало,
что планета испаряется целиком; её покидают и лёгкие, и
тяжёлые элементы. При этом на саму планету это заметно
не влияет: при текущей скорости испарения она
полностью будет уничтожена через триллион лет.

Часть 2. Исследования 2000 – 2014 годов
2.1. Хроника открытий экзопланет
2.2. Звезда 2M1207 и экзопланета 2M1207 b
2.3. Система HR 8799
2.4. Система Фомальгаута
2.5. Атмосферы экзопланет
2.6. Экзопланета HD 189733 A b
2.7. Астрономы нашли сверхзвуковые ветра на
экзопланете
2.8. Ученые показали облака на экзопланете Kepler-7b
2.9. Астрофизики определили состав облаков экзопланеты
Kepler-7b
2.10. Астрономы смоделировали облака на экзопланетах
2.11. Астрофизики впервые разглядели погоду на планетесироте

2.1. Хроника открытий экзопланет
В августе 2004 года в системе звезды (мю
Жертвенника) была обнаружена первая экзопланета типа
«горячий нептун». Планета обращается вокруг светила за
9,55 суток на расстоянии 0,09 а.е. Температура на
поверхности планеты ~ 900 K (+627 °C), масса планеты ~
14 масс Земли.
В 2004 году было получено первое изображение (в
инфракрасных лучах) кандидата в экзопланеты у
коричневого карлика 2M1207.
Первая экзопланета типа «суперземля», обращающаяся
вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была
обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса
— 7,5 масс Земли.
13 ноября 2008 года впервые удалось получить
изображение сразу целой планетной системы — снимок
трёх планет, обращающихся вокруг звезды HR 8799 в
созвездии Пегаса. Это первая планетная система,
открытая у горячей белой звезды раннего спектрального
класса А5. Все открытые ранее планетные системы (за
исключением планет у пульсаров) были обнаружены
вокруг звёзд более поздних классов (F-M).
13 ноября 2008 года также впервые удалось
обнаружить планету Фомальгаут b, вращающуюся вокруг
звезды Фомальгаут, путём прямых наблюдений.
В 2011 году Дэвид Беннетт из Университета Нотр-Дам
(Индиана, США) объявил, что на основе наблюдений 2006
—2007 годов, проделанных на 1,8-метровом телескопе
Университетской обсерватории Маунт-Джон в Новой
Зеландии, открыл с помощью метода микролинзирования
десять одиночных юпитероподобных экзопланет.

В сентябре 2011 года было объявлено об открытии двух
экзопланет KIC 10905746 b и KIC 6185331 b любителями
астрономии в рамках проекта «Planet Hunters» по анализу
данных, собранных телескопом «Кеплер». При этом
упоминалось о 10 кандидатах в планеты, но на тот момент
только два из них с достаточной степенью уверенности
определялись учёными как экзопланеты. Планеты были
найдены добровольными участниками проекта среди
данных, которые профессиональные астрономы отсеяли,
и если бы не помощь добровольцев, то эти планеты,
вероятно, остались бы не открытыми.
5 декабря 2011 года телескопом «Кеплер» была
обнаружена первая экзопланета типа «суперземля» в
обитаемой зоне — Kepler-22 b.
20 декабря 2011 года телескопом «Кеплер» у звезды
Кеплер-20 были обнаружены первые экзопланеты
размером с Землю и меньше — Kepler-20 e (радиусом 0,87
земного и массой от 0,39 до 1,67 масс Земли) и Kepler-20 f
(0,045 массы Юпитера и 1,03 радиуса Земли).
В 2009 году учёные из Гарвард-Смитсоновского центра
астрофизики открыли первую экзопланету типа
«суперземля», расположенную от Земли на расстоянии 40
световых лет и предположительно являющуюся планетойокеаном — GJ 1214 b. Последние данные транзитных
проходов позволяют судить о наличии у GJ 1214 b
протяжённой водородно-гелиевой атмосферы, низком
уровне метана и слое облаков на уровне давления 0,5 бар,
что не соответствует свойствам атмосферы с устойчивым
доминированием водяных паров. Период обращения
планеты вокруг звезды — красного карлика — 38 часов,
расстояние составляет около 2 миллионов километров.
Температура на поверхности планеты составляет
примерно 230 °C.
В 2015 году была обнаружена экзопланета 51 Эридана
b, похожая на молодой Юпитер.

2.2. Звезда 2M1207 и экзопланета 2M1207 b

2M1207 — ультрахолодный карлик-сверхпланета в
созвездии Центавра, вокруг которого обращается
экзопланета или спутник сверхпланеты, подобно тому,
как возле планет вращаются спутники.
В апреле 2004 года группа европейских и
американских астрономов обнаружила очень тусклый
объект рядом с молодым коричневым карликом 2M1207.
По инфракрасному спектру, содержащему следы молекул
воды, массу объекта оценили в 4 массы Юпитера, что
ниже порога горения дейтерия, отделяющего планеты от
коричневых карликов. Учитывая соотношение масс
компонентов
(1:5),
маловероятно,
что
планета
сформировалась из протопланетного диска (его остатки
были обнаружены как у 2M1207, так и позже у 2M1207 b).
Скорее, система образовалась как очень маломассивная
двойная звезда. Хотя ещё более того она похожа на
тяжёлую планету с очень крупным спутником, и
образование планеты схоже с образованием Луны или
WASP-12 b 1.
Звезда/сверхпланета
Коричневый карлик типа M8, находится на расстоянии
170,8±4 световых лет от Солнца в звёздной ассоциации
TW Гидры. Масса 0,024 солнечной. Возраст ~8 млн лет.
Планета b/спутник сверхпланеты 1
Масса 2M1207 b/2M1207 1 в 4 раза превышает массу
Юпитера, расстояние от звезды (в проекции на небесную
сферу) 46±5 а.е. Период обращения неизвестен, но
должен превышать 2450 лет.
Возможно, что в ближайшем времени статус 2M1207b
будет заменён с планеты на планемо.

Рис. Коричневый карлик 2M1207 и планета
(инфракрасные лучи)

Рис. Изображение планет HR 8799 b, HR 8799 c и
HR 8799 d, полученное телескопом Хейла

2.3. Система HR 8799

HR 8799 — переменная звезда в созвездии Пегаса. HR
8799 относится к звёздам типа λ Волопаса, группе
пекулярных звёзд с чрезвычайно высокой концентрацией
тяжёлых элементов в верхних слоях атмосферы. Звезда
является также переменной, поэтому относится к классу
переменных типа γ Золотой Рыбы. Находится на
расстоянии 129 световых лет (39 парсек) от Солнца.
В ноябре 2008 года команда учёных Герцбергского
института
астрофизики
методом
наблюдений
в
инфракрасном диапазоне обнаружила три планеты,
обращающиеся вокруг этой звезды. Орбиты дальних
планет системы находятся непосредственно в пределах
пылевого диска, наподобие пояса Койпера. Это один из
самых массивных дисков, открытых вокруг звезды,
находящейся в пределах 300 св. лет от Солнца.
В 2010 году удалось зарегистрировать спектр
экзопланеты HR 8799 c — первое подобное событие в
истории планетологии. Снимок был получен с помощью
телескопа VLT, находящегося в Чили и принадлежащего
Европейской
южной
обсерватории.
HR
8799 c
представляет собой планету-гигант «теплый юпитер».
Период вращения ~ 190 лет. Радиус ~ 1.3 радиуса
Юпитера. Масса ~ 10 масс Юпитера. Температура на
поверхности планеты ~ 1090 K. Благодаря полученному
спектру удалось определить состав атмосферы, и
оказалось, что он отличается от теоретически
предсказанного.
В 2010 году было объявлено об открытии четвёртой
планеты в системе, HR 8799 e, которая обращается на
расстоянии около 14,5 а.е. от родительской звезды. Масса
планеты составляет приблизительно 9 масс Юпитера.
В 2015 году с помощью интерферометра LBT
обсерватории Маунт-Грэм в Аризоне (США) удалось
сфотографировать одновременно все 4 планеты. В 2016

году изображение трёх планет получено спектрографом
CHARIS телескопа Субару.
Прямые наблюдения с помощью интерферометра VLT
Европейской южной обсерватории (ESO) с приёмником
GRAVITY
методом
оптической
интерферометрии
показали, что атмосфера HR8799 e содержит гораздо
больше окиси углерода, чем метана. Также в атмосфере
нашли облака из железа и силикатную пыль, что в
сочетании с избытком окиси углерода свидетельствует о
том, что атмосфера HR8799 e охвачена гигантской бурей.
Околозвёздный диск
В январе 2009 космический телескоп «Спитцер»
получил изображение околозвёздного диска у HR 8799.
Были выделены три компоненты диска:
тёплая пыль (с температурой около 150 кельвинов)
внутри орбиты планеты (e). Внутренние и внешние
границы этого пылевого пояса находятся в близком
орбитальном резонансе 4:1 и 2:1 с планетой;
широкая зона из холодной пыли (с температурой около
45 кельвинов) с резко очерченной внутренней границей
сразу за орбитой планеты (b). Внутренний край этого
пояса находится в орбитальном резонансе 3:2 с указанной
планетой, примерно как Нептун и пояс Койпера;
впечатляющее
гало
из
небольших
пылинок,
происходящих из холодного пылевого пояса.
Гало выглядит необычно, что подразумевает высокий
уровень
динамической
активности,
вызванной
гравитационным воздействием массивных планет.
Команда «Спитцера» сообщает, что столкновения
происходят скорее всего между объектами, аналогичными
объектам пояса Койпера в нашей системе. Предполагается
также, что по крайней мере 3 планеты в системе ещё не
находятся на стабильных и окончательных орбитах.
Околозвёздный диск настолько огромен, что угрожает
стабильности молодой системы.

Рис. Околозвёздный диск HR 8799.
На фотографии, сделанной в ИК диапазоне 70 мкм на
телескопе «Спитцер», видны яркие (в условных цветах
бело-жёлтые) участки пылевого облака, которые исходят
из холодного пояса пыли. Огромное, протяжённое гало из
пыли, показанное в оранжево-красном цвете, обладает
диаметром в ≈2000 а.е. Для сравнения в центре показана
орбита Плутона (её диаметр ≈ 80 а.е.)

2.4. Система Фомальгаута

Фомальгаут (альфа Южной Рыбы /α PsA) — самая яркая
звезда в созвездии Южной Рыбы и одна из самых ярких
звёзд на ночном небе. Название звезды означает «рот
южной рыбы» в переводе с арабского.
Это звезда главной последовательности спектрального
класса А3, расположенная на расстоянии всего 25
световых лет (7,7 парсека) от Земли. Фомальгаут
считается относительно молодой звездой, её возраст
составляет от 200 до 300 миллионов лет, предполагаемая
продолжительность жизни — миллиард лет. Температура
на поверхности звезды — около 8500 Кельвин.
Фомальгаут в 2,3 раза тяжелее Солнца, светимость больше
в 16 раз, а радиус — в 1,85 раза.
Фомальгаут входит в состав широкой тройной звёздной
системы. Компаньоном главной звезды Фомальгаут A
является оранжевый карлик TW Южной Рыбы
(Фомальгаут B), отстоящий на 0,9 светового года от него.
Третья звезда в системе — красный карлик LP 876-10
(Фомальгаут C). Он отстоит от Фомальгаут A на 2,5
светового года и имеет собственный кометный пояс.
Протопланетный диск
Фомальгаут окружён диском космической пыли
тороидальной формы с хорошо различимой внутренней
границей на радиальном расстоянии 133 а.е.,
наклонённом под углом в 24 градуса. Эта космическая
пыль расположена как пояс и имеет ширину 25 а.е.
Геометрический
центр
этого
пылевого
пояса
располагается на расстоянии приблизительно в 15 а.е. от
самого Фомальгаута. Этот пылевой диск также иногда
называют «Поясом Койпера Фомальгаута». Диск вокруг
Фомальгаута
принято
считать
протопланетным,
испускающим инфракрасное излучение.
Согласно расчётам, пылевой диск должен быть гораздо
больше из-за солнечного ветра Фомальгаута, который

отталкивает частицы диска наружу. В настоящее время на
основании данных обсерватории Гершель принята
гипотеза, что диск имеет такие небольшие размеры по той
причине, что он постоянно обновляется осколками от
очень частых, до тысяч в сутки, столкновений ледяных
комет с более крупными телами на орбите звезды. Такое
количество соударений требует наличия в кометном поясе
от 1011 до 1014 комет, что аналогично тому, какое их
количество предполагается для Облака Оорта в нашей
Солнечной системе.
Планетная система
Орбита планеты, называемой Фомальгаут b (Дагон),
была вычислена при анализе распределения космической
пыли вокруг Фомальгаута в 1998 году. 13 ноября 2008
года NASA опубликовала пресс-релиз, в котором
сообщила, что в результате сравнения снимков,
сделанных в 2004 и 2006 годах, было визуально доказано
наличие планеты, обращающейся вокруг звезды. Масса
этой планеты составляет около 3 масс Юпитера, однако со
временем она может стать более тяжёлой, вобрав
вещество из диска. Позже существование планеты было
поставлено под сомнение.
В 2011 и 2012 году астрофизики из Флоридского
университета (США) и учёные проекта Atacama Large
Millimeter Array доказали существование Дагона и
предположили существование у Фомальгаута ещё как
минимум двух планет: Фомальгаут c и Фомальгаут d.
Масса обеих планет лежит в интервале от массы Марса до
нескольких масс Земли.
Однако в 2020 году было объявлено что открытие
планеты Дагон (Фомальгаут b) скорее всего является
наблюдательной ошибкой — за планету приняли облако
пыли
от
столкновения
двух
астероидов
или
планетезималей.

Рис. Фотография системы Фомальгаута с
протопланетным диском и планетой b. Снимок сделан
коронографом телескопа Хаббл (NASA)

Рис. Остаточный диск на орбите звезды Фомальгаут.
Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO);

2.5. Атмосферы экзопланет
Обнаружить и изучить атмосферу экзопланеты можно
несколькими способами. При наблюдении транзитных
планет, когда планета проходит между нами и звездой,
немного затмевая диск, мы открываем их по падению
блеска звезды. Но, естественно, обращаясь вокруг звезды,
планета проходит и за звездой. Два этих процесса
позволяют многое узнать об атмосфере экзопланеты.
Вначале планета проходит перед звездой, и звезда как бы
просвечивает экзопланету. Если есть мощная газовая
оболочка, то она будет по-разному взаимодействовать с
излучением разной длины волны. Это особенно заметно в
инфракрасном диапазоне, поэтому для наблюдения
используют космические телескопы.
Во многих случаях можно восстановить структуру
внешних слоев газовой оболочки планеты, наблюдая ее на
просвет. Таким способом в основном изучают горячие
юпитеры — большие газовые планеты, которые находятся
совсем рядом со своими звездами, находясь на
расстояниях примерно как Меркурий от Солнца и ближе.
Кроме того, прямое излучение атмосферы планеты
может быть обнаружено путем сопоставления света
звезды плюс планеты, полученного на протяжении
большей части орбиты планеты, со светом только звезды
во время вторичного затмения (когда экзопланета
находится позади своей звезды).
Другой тип планет, который выделяется для другого
типа наблюдений, — это молодые объекты, молодые
планеты с возрастом менее 100 миллионов лет. Они еще
находятся на стадии формирования, они еще оседают,
падают сами на себя. И это приводит к выделению
энергии, планета сама себя греет. И тогда мы можем
проводить прямые измерения внешних слоев планеты и
непосредственно изучать ее спектр. Обнаружение
газообразных соединений указывает на состав атмосферы
экзопланеты.

В некоторых случаях требуется научиться правильно
анализировать наблюдательные данные. Например, если
удалось исследовать спектр одной из сверхземель, то есть
относительно небольшой планеты, которая по своим
параметрам находится примерно между Землей и
Нептуном, и в нем не обнаружилось никаких деталей, это
не означает, что ничего нельзя сказать об ее атмосфере.
На самом деле важно понять, почему нет деталей. Детали
формируются в самой атмосфере, то есть луч света должен
был от звезды уйти, войти в атмосферу планеты,
проделать какой-то путь, отразиться, пойти обратно,
попасть в наш детектор. Если мы никаких деталей не
видим, это значит, что луч, отразившись от самых
внешних слоев, не вошел в атмосферу. И тот факт, что для
данной сферы земли мы не видим никаких деталей в
спектре, однозначно говорит о том, что эта планета
покрыта очень плотным слоем облаков, то есть приносит
довольно интересную информацию о свойствах атмосфер
таких
объектов.
Эффект
мерцания,
вызванный
отражением света от кристаллов льда в атмосфере Земли,
наблюдался со спутников.
Первое наблюдение атмосферы внесолнечной планеты
было сделано в 2001 году. Во время серии из четырех
транзитов планеты HD 209458 b через ее звезду в
атмосфере планеты был обнаружен натрий. Более поздние
наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл»
показали огромную эллипсоидальную оболочку из
водорода, углерода и кислорода вокруг планеты.
Температура этой оболочки достигает 10 000 К.
Этот тип потери атмосферы может быть общим для
всех планет, вращающихся вокруг солнцеподобных звезд
ближе, чем около 0,1 а.е. В дополнение к водороду,
углероду и кислороду, считается, что HD 209458 b
содержит в своей атмосфере водяной пар. Натрий и
водяной пар также наблюдались в атмосфере HD 189733
b, другой планеты-гиганта с горячим газом.
В октябре 2013 года было объявлено об обнаружении
облаков в атмосфере Kepler-7b, а в декабре 2013 года
также в атмосферах Gliese 436 b и Gliese 1214 b.

2.6. Экзопланета HD 189733 A b

HD 189733 A b — экзопланета, ярко-голубой газовый
гигант в созвездии Лисички, по размерам сопоставим с
Юпитером, обращается вокруг оранжевого карлика HD
189733 A на расстоянии 63 световых года от Солнца. Это
ближайший к Земле транзитный «горячий юпитер».
Планета была открыта 5 октября 2005 года, когда
астрономы во Франции наблюдали, как планета движется
по диску звезды. Масса HD 189733 A b на 13 % выше, чем у
Юпитера, период вращения 2,2 дня.
В 2006 году группа, возглавляемая Дрейком Демингом,
объявила об обнаружении сильного инфракрасного
теплового излучения от экзопланеты. Из-за близости к
родительской звезде на HD 189733 A b поддерживается
температура до 930 °С на светлой стороне, и не опускается
ниже 425 °С на тёмной.
В 2007 году, пользуясь данными телескопа «Хаббл»,
учёные обнаружили, что у HD 189733 A b есть туманная
атмосфера. Когда планета находится между земным
наблюдателем и звездой, её атмосфера приобретает
красноватый оттенок. Причина этого — в дымке,
находящейся в атмосфере. Что именно составляет этот
туман — пока точно не известно, но, по предварительным
оценкам, это должны быть крошечные пылинки
(диаметром менее 1 мкм) — частички железа, силикатов,
оксида алюминия.
В конце 2007 года группа астрономов под
руководством Светланы Бердюгиной из Цюрихского
технологического университета смогла напрямую увидеть
поляризованный свет, отражённый от этой планеты.
Изучение характера поляризации показало, что размер
атмосферы, которая отражает свет, более чем на 30 %
превышает диаметр самой планеты.
Для HD 189733 A b впервые в истории исследования
экзопланет удалось составить карту температур на
поверхности.
По
инфракрасным
наблюдениям

космического
телескопа
«Спитцер»
температура
атмосферы планеты варьируется от 425 до 930 °C. При
этом самое горячее место на поверхности HD 189733 A b
находится не в точке, указывающей точно на звезду, а
смещено на 30 градусов восточнее. Это смещение говорит
о постоянно дующем с запада на восток урагане в
атмосфере этой планеты. Он и переносит тепловую
энергию. Ветры, состоящие из частиц силиката, дуют со
скоростью 8700 км/ч.
В 2008 году установили видимый цвет планеты с
помощью поляриметрии, что было первым таким
успехом. Оказалось, что альбедо планеты значительно
больше в синем свете, чем в красном. Синий цвет планеты
был впоследствии подтверждён в 2013 году, что сделало
HD 189733 A b первой экзопланетой, чей общий цвет был
определён двумя различными методами.
Изначально существовала гипотеза, что в атмосфере
планеты должно быть много воды, однако цвета планеты
обусловлены наличием в её атмосфере частичек
силикатов, рассеивающих видимый свет в синей части
спектра. При наблюдении за этой планетой также
обнаружено, что на этой планете идут дожди из
расплавленного стекла.
Наблюдения
с
использованием
космического
телескопа Хаббл подтверждают присутствие водяного
пара, нейтрального кислорода, а также органического
соединения метана. При этом планета не может считаться
обитаемой из-за слишком высокой температуры (в
среднем 727 °C). Однако существование воды на HD
189733 A b показывает возможность обнаружения воды и
на других планетах. Позже наблюдения VLT также
обнаружили присутствие угарного газа на дневной
стороне планеты.
С помощью наземных телескопов в атмосфере были
найдены следы метана, находящегося в особом
«флуоресцентном» состоянии, излучающимся в ИКдиапазоне. Это состояние метана говорит о наличии в
атмосфере HD 189733 A b какой-то активности, но её
природу астрономам ещё предстоит установить.

2.7. Астрономы нашли сверхзвуковые ветра на
экзопланете
Ноябрь 2015, Astrophysical Journal Letters, nplus1.ru
Астрономы из Уорикского университета впервые
получили метеокарту объекта за пределами Солнечной
системы. Анализ спектра экзопланеты HD189733b,
показал огромную скорость ветров, движущихся в ее
атмосфере. Исследование опубликовано в Astrophysical
Journal Letters.
Авторы использовали в своей работе спектрометр
HARPS, расположенный в обсерватории Ла Силья (Чили).
С его помощью астрономы наблюдали за атмосферой
планеты во время транзита по диску центральной звезды
системы. Благодаря высокому угловому разрешению
прибора ученым удалось раздельно проанализировать
спектры разных частей атмосферы планеты. Оказалось,
что ее передняя (с которой начинается транзит планеты)
и задняя части обладают различными доплеровскими
смещениями линий поглощения натрия, что можно
объяснить большой скоростью ветров в верхних слоях ее
атмосферы. У передней части атмосферы зафиксировано
красное смещение, то есть она удаляется от нас со
скоростью 2,3 километра в секунду. У задней части
отмечено
фиолетовое
смещение,
то
есть
она
приближается к нам со скоростью 5.3 километра в
секунду. Эти результаты хорошо согласуются с ранними
работами, предсказывавшими скорости ветров вплоть до
8 километров в секунду.
Оранжевый карлик HD 189733 A находится в созвездии
Лисички в 63 световых годах от Солнечной системы.
Экзопланета HD 189733b относится к классу «горячих
юпитеров» — она приблизительно на десять процентов
больше Юпитера по размеру, но расположена в 180 раз
ближе к своей звезде, из-за чего температура на светлой
стороне планеты достигает 930°C, а на теневой 425°C.

2.8. Ученые показали облака на экзопланете
Октябрь 2013, Astrophysical Journal Letters, lenta.ru
Международная группа астрономов опубликовала
первую карту экзопланеты. На газовом гиганте Kepler-7b,
относящемся к числу «горячих юпитеров», обнаружено
большое облачное пятно. Высокая температура газовой
оболочки планеты привела к тому, что эти облака состоят
не из водяного пара, а соединений кремния. Подробности
со ссылкой на статью исследователей для журнала
Astrophysical Journal Letters (препринт доступен на сайте
MIT) приводит официальный сайт Лабораторий
реактивного движения NASA.
Открытие сделано учеными из Бельгии, США, Франции
и Швейцарии при помощи инфракрасного телескопа
«Спитцер». Наблюдая с его помощью ранее открытую
орбитальной обсерваторией «Кеплер» экзопланету,
ученые обнаружили, что одна из сторон этого небесного
тела лучше отражает падающее на нее инфракрасное
излучение с длинами волны 3,6 и 4,5 микрометров. Эти
данные подтвердили подозрения, появившиеся у
исследователей после анализа обычных оптических
снимков и позволили составить первую карту газового
гиганта.
Планета, впервые обнаруженная в январе 2010 года,
обращается вокруг звезды, которая видна с Земли только
в телескоп (ее звездная величина всего 13,9) в созвездии
Лиры. Диаметр звезды Kepler-7 на 86 процентов, а масса
примерно на треть больше солнечных, и из-за этого
температура звезды тоже несколько выше. Планета,
орбита которой в шесть раз меньше по радиусу орбиты
Меркурия, нагрета примерно до 1200 – 1300 градусов
Цельсия.
При
такой
температуре,
как
пишут
исследователи, облака могут состоять из силикатных
соединений, среди которых может быть и расплавленный
оксид кремния, существующий на Земле в виде песка и
кварца. Они отражают свет и тепло, благодаря чему

планета кажется намного более яркой, чем многие
аналогичные «горячие Юпитеры»; облачное пятно
расположено не прямо посередине освещенного звездой
полушария, а немного смещено к западу от наиболее
близкой к Kepler-7 точки (планета обращена одной
стороной к звезде).

Рис. Карта Kepler-7b. Изображение: Demory et.al, 2013
Интересной особенностью Kepler-7b является то, что на
этом газовом гиганте должна быть очень малая сила
тяжести. Масса небесного тела составляет всего около 43
процентов массы Юпитера, а радиус при этом больше
юпитерианского почти в полтора раза: в результате
ускорение свободного падения на планете меньше
земного. Этот эффект должен сказываться на поведении
попавших в атмосферу твердых частиц и капель
сконденсированного вещества, все взвеси на Kepler-7b
будут медленнее опускаться вниз по сравнению с другими
планетами. Ученые рассчитывают в ближайшее время
получить аналогичные карты других экзопланет и с их
помощью проверить правильность своих представлений о
формировании облаков в условиях, которые не имеют
аналогов внутри Солнечной системы.

Рис. График кривой блеска звезды Kepler-7, полученный
«Кеплером». Провал на графике соответствует
«затмению» звезды планетой, проходящей на её фоне.

Рис. Юпитер и Kepler-7b

2.9. Астрофизики определили состав облаков
экзопланеты Kepler-7b
Март 2015, Astrophysical Journal, lenta.ru
Астрофизики из Массачусетского технологического
института определили наиболее вероятный химический
состав облаков на экзопланете Кеплер-7b. Основными
компонентами этих облаков оказались магний и
силикаты, что согласуется с высокой температурой этого
«горячего юпитера». Исследование принято к публикации
в Astrophysical Journal.
Установить химический состав облаков экзопланеты
удалось благодаря «обратному моделированию»: ученые
составили около 1000 версий климата, который мог бы
существовать на Кеплере-7b и сравнили их предсказанные
спектры атмосферы с наблюдательными данными.
Модели учитывали массу, радиус планеты, расстояние от
звезды, объем поглощаемой и отражаемой энергии и
другие имеющиеся данные (хотя химический состав
планеты был ученым неизвестен).
Модели затем ранжировали по тому параметру,
насколько хорошо они предсказывают характер
изменения спектра звезды во время прохождения
экзопланеты по ее диску. Наиболее близкими оказались
данные той модели, согласно которой облака на Кеплере7b преимущественно состоят из силикатов и магния. То
есть, фактически, представляют собой «испаренный
энстатит» – минерал, который существует и на Земле.
Кеплер-7b стал первой планетой вне Солнечной
системы, на поверхности которой были обнаружены
облака. Предположения о том, что эти облака могут
состоять из силикатов, высказывались еще во время их
обнаружения, однако на тот момент эта гипотеза не была
подтверждена моделированием. Подобный новой можно
применить не только к горячим юпитерам, но и к
планетам земного типа.

2.10. Астрономы смоделировали облака на
экзопланетах
Октябрь 2015, Astrophysical Journal Letters, nplus1.ru
Группа
американских
и
канадских
ученых
смоделировала предположительный состав атмосферы
экзопланеты Глизе 1214 b. Исследователи проработали
две
выдвинутые
ранее
теории,
описывающие
наблюдаемый спектр поглощения атмосферы, одна из
которых — наличие высоких облаков в атмосфере, а
другая — наличие органической дымки (как на Титане
или Плутоне). Результаты работы авторы опубликовали в
Astrophysical Journal Letters.
Глизе 1214 b — экзопланета у звезды GJ 1214 в
созвездии Змееносца. Первая обнаруженная сверхземля у
красного карлика. Период обращения планеты вокруг
звезды составляет всего 36 часов, ее масса составляет
приблизительно 6,55 масс Земли, а диаметр превышает
земной приблизительно в 2,5 раза. Планета расположена
приблизительно в 40 световых годах от Земли.
Согласно исследованиям, проведенным в 2014 году с
помощью космического телескопа «Хаббл», спектр
поглощения атмосферы экзопланеты «плоский», т.е. в нем
нет ярко выраженных линий поглощения, которые могли
бы указывать на состав атмосферы. Считается, что это
указывает на существование облаков.
Моделирование атмосферной циркуляции показало,
что она достаточно сильна для переноса микронных
частиц в верхние слои атмосферы с образованием
облаков, при этом наиболее тонкие облаков расположены
на экваторе планеты.
Согласно пониманию природы подобных экзопланет,
облака должны состоять из частиц сульфида цинка и
хлорида калия размером около пятисот нанометров.
Моделирование
теории
органической
дымки,
образование которой ранее показано для Титана и
Плутона, дает такой же спектр поглощения атмосферы.

2.11. Астрофизики впервые разглядели погоду на
планете-сироте
Ноябрь 2015, The Astrophysical Journal, nplus1.ru
Международная группа астрофизиков впервые разглядела
вариации в излучении планеты-сироты PSO J318.5-22,
вызванные облаками. Это первый случай в истории
наблюдения погоды на экзопланете — раньше погоду
находили только у коричневых карликов. Статья ученых
появилась в журнале The Astrophysical Journal. Препринт
работы выложен на arXiv.org.
Планета PSO J318.5-22 — уникальный объект,
открытый в 2013 году, представляет собой газовый гигант
массой примерно 6,5 масс Юпитера. Он находится на
расстоянии 80 световых лет от Земли, относится к
движущейся группы звезд Беты Живописца, однако
собственной звезды у него нет.
Ученые наблюдали за гигантом в инфракрасном
диапазоне. В отсутствие звезды им удалось зафиксировать
у объекта колебания яркости в несколько процентов.
Причиной этих колебаний, по мнению ученых, являются
облака. Моделирование показало, что лучше всего
экспериментальные данные объясняются наличием сразу
нескольких типов облаков — поплотнее внизу и
разреженных в верхних слоях атмосферы планеты.
Наблюдения проведены с помощью телескопа NTT в
Чили, в частности, с помощью работающего на этом
телескопе спектрографа SoFi. Они стали частью большой
программы по изучению коричневых карликов и планетсирот, к классу которых относится PSO J318.5-22. На
настоящий момент помимо этой планеты известно еще
две сироты: CFBDSIR 2149-0403 и WISE 0855–0714.
Впрочем, из-за большой массы эти тела следует называть
субкоричневыми карликами. Похожие на обнаруженные
колебания можно рассмотреть и у планет, вращающихся
вокруг звезд. То есть можно разработать технологию
наблюдения погоды уже у настоящих экзопланет.

Часть 3. Определения и методы наблюдений
3.1. Определение термина «планета»
3.2. Методы поиска экзопланет
Метод Доплера
Транзитный метод
Метод гравитационного микролинзирования
Астрометрический метод
Радионаблюдение пульсаров
Прямые наблюдения
Переменная частота пульсаций звезд
Модуляции отражения/излучения
Релятивистское излучение
Эллипсоидальные вариации
Поляриметрия
3.3. Проект HATNet
3.4. Телескоп SuperWASP
Открытия команды SuperWASP
3.5. Дифракционная решетка. Справка
3.6. Решетка Эшелле. Справка
3.7. Высокоточный эшелле спектрограф HARPS
3.8. Эшелле спектрограф ESPRESSO
3.9. Космический телескоп COROT
3.10. Проект SWEEPS
3.11. Космический телескоп «Кеплер»
3.12. Космический телескоп Gaia
3.13. Научные результаты миссии Gaia
3.14. Космический телескоп TESS
3.15. Энциклопедия внесолнечных планет
3.16. Жан Шнайдер
3.17. NASA Exoplanet Archive
3.18. На Паранале появилась система телескопов для
поиска экзопланет

3.1. Определение термина «планета»
Открытие первых экзопланет потребовало понятного
определения самого термина — планета.
Рабочая группа МАС по внесолнечным планетам
опубликовала в 2001 году заявление, содержащее рабочее
определение «планеты», которое было изменено в 2003
году.
Экзопланета определялась по следующим критериям:
Объекты с истинной массой ниже предельной массы
для термоядерного синтеза дейтерия (в настоящее время
13
масс
Юпитера
для
объектов
солнечной
металличности), которые вращаются вокруг звезд или
звездных остатков, являются «планетами» (независимо от
того, как они образовались). Минимальная масса /
размер, необходимые для того, чтобы внесолнечный
объект считался планетой, должны быть такими же, как в
Солнечной системе;
Субзвездные объекты с истинными
массами,
превышающими предельную массу для термоядерного
синтеза дейтерия, являются «коричневыми карликами»,
независимо от того, как они образовались или где они
расположены;
Свободно плавающие объекты в молодых звездных
скоплениях с массами ниже предельной массы для
термоядерного
синтеза
дейтерия
не
являются
«планетами», а являются «суббурыми карликами» (или
могут быть названы любым другим наиболее подходящим
названием: планемо или планетами-сиротами).
В августе 2018 года это рабочее определение было
изменено Комиссией МАС F2: экзопланеты и Солнечная
система. Официальное рабочее определение экзопланеты
в настоящее время выглядит следующим образом:
Объекты с истинными массами ниже предельной
массы для термоядерного синтеза дейтерия (в настоящее
время рассчитывается как 13 масс Юпитера для объектов
солнечной металличности), которые вращаются вокруг
звезд, коричневых карликов или остатков звезд и которые

имеют отношение масс к центральному объекту ниже
нестабильности, являются «планетами» (независимо от
того, как они образовались);
Минимальная масса / размер, необходимые для того,
чтобы внесолнечный объект считался планетой, должны
быть такими же, как в нашей Солнечной системе.
МАС отметил, что можно ожидать, что это определение
будет развиваться по мере совершенствования знаний.
Альтернативные мнения
Рабочее определение МАС используется не всегда.
Одно из альтернативных предположений состоит в том,
что планеты следует отличать от коричневых карликов на
основе образования. Широко распространено мнение, что
планеты-гиганты образуются в результате аккреции ядра,
которая иногда может привести к образованию планет с
массами, превышающими порог слияния дейтерия.
Массивные планеты такого рода, возможно, уже
наблюдались. Коричневые карлики образуются как звезды
в результате прямого гравитационного коллапса газовых
облаков, и этот механизм образования также создает
объекты, которые находятся ниже предела в 13 масс
Юпитеров и могут достигать 1 массы Юпитера. Объекты в
этом диапазоне масс, которые вращаются вокруг своих
звезд, вероятно, сформировались как коричневые
карлики; их атмосферы, вероятно, будут иметь состав,
более похожий на их звезду-хозяина, чем планеты,
образованные аккрецией, которые будут содержать
повышенное содержание более тяжелых элементов.
Кроме того, ограничение 13 массами Юпитера не
имеет точного физического значения. Слияние дейтерия
может происходить в объектах с массой ниже этой
границы, что в некоторой степени зависит от состава
объекта. По состоянию на 2011 год в энциклопедию
внесолнечных планет включены объекты массой до 25
масс Юпитера. По состоянию на 2016 год этот предел был
увеличен до 60 масс Юпитера. База данных «Exoplanet
Data Explorer» (создан Джейсоном Т. Райтом, Джеффом

Марси
и
Калифорнийским
консорциумом
по
исследованию планет) включает объекты массой до 24
масс Юпитера с объяснением: «Предел в 13 масс Юпитера
физически немотивирован для планет со скалистыми
ядрами и проблематичен для наблюдений из-за
неопределенности наклона орбиты». «Архив экзопланет
НАСА» включает объекты с массой (или минимальная
масса), равная или меньшая, чем 30 масс Юпитера.
Другим критерием для разделения планет и
коричневых карликов, а не слияния дейтерия, процесса
образования
или
местоположения,
является
то,
преобладает ли в давлении ядра кулоновское давление
или давление вырождения электронов с разделительной
линией около 5 масс Юпитера.
Комментарий
В августе 2006 года Международный астрономический
союз (МАС) отдельно определил, что в Солнечной системе
планета — это небесное тело, которое:
находится на орбите вокруг Солнца;
имеет
достаточную
массу,
чтобы
принять
гидростатическое равновесие (почти круглую форму);
«очистил окрестности» вокруг своей орбиты.
Неспутниковое тело, удовлетворяющее только первым
двум критериям (например, Плутон), классифицируется
как карликовая планета. Согласно МАС, «карликовые
планеты» не являются планетами. Тело, не являющееся
спутником, удовлетворяющее только первому критерию,
называется малым телом Солнечной системы (SSSB).
Источники
"Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"".
IAU position statement. 28 February 2003.
"IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes".
2006.
Brit, R. R. (2006). "Why Planets Will Never Be Defined".
Space.com.

3.2. Методы поиска экзопланет
Метод Доплера
Спектрометрическое измерение радиальной скорости
звезды позволяет обнаруживать планеты с массой не
меньше нескольких масс Земли, расположенные в
непосредственной близости от звезды, и планеты-гиганты
с периодами обращения до 10 лет. Планета, обращаясь
вокруг звезды, как бы раскачивает её, и мы можем
наблюдать доплеровское смещение спектра звезды. Метод
позволяет определять амплитуду колебаний радиальной
скорости для пары «звезда — одиночная планета», массу
планеты, период обращения, эксцентриситет и нижнюю
границу значения массы экзопланеты.
Был предложен в 1952 году американским астрономом
русского происхождения Отто Струве. Это самый
распространённый метод обнаружения экзопланет.
Именно этим способов была обнаружена в 1992 году
первая подтверждённая экзопланета у нейтронной звезды
PSR 1257+12 (Александр Вольщан, Д. Фрейл).
На ноябрь 2011 года с помощью этого метода
обнаружено 647 планет.
Транзитный метод
Метод
основан
на
наблюдении
уменьшения
светимости звезды при прохождении планеты на её фоне.
Позволяет определить размеры планеты, а в сочетании с
методом Доплера — плотность планеты. Даёт
информацию о наличии атмосферы и её составе. Следует
отметить, что этим методом можно обнаружить лишь те
планеты, орбита которых лежит в одной плоскости с
точкой наблюдения.
На ноябрь 2011 года с помощью этого метода
обнаружено 185 планет.

Метод гравитационного микролинзирования
Если между наблюдаемым объектом (галактикой или
звездой) и наблюдателем на Земле наблюдается другая
звезда, она выступает в роли линзы и фокусирует своим
гравитационным полем свет наблюдаемой звёздной
системы. Если у звезды-линзы есть планеты, то появляется
асимметричная кривая блеска, и, возможно, отсутствие
ахроматичности. У этого метода крайне ограниченное
применение. Метод чувствителен к планетам с малой
массой, вплоть до земной. На сентябрь 2011 года с
помощью этого метода было открыто 13 планет.
Астрометрический метод
Этот метод основан на изменении собственного
движения звезды под гравитационным воздействием
планеты. С помощью астрометрии были уточнены массы
некоторых экзопланет, в частности, Эпсилона Эридана b.
Будущее этого метода связано с орбитальными миссиями.
Радионаблюдение пульсаров
Если вокруг пульсара вращаются планеты, излучаемый
пульсаром сигнал имеет осциллирующий характер.
Мощные направленные пучки излучения пульсара
образуют в пространстве конические поверхности. Если
на такой поверхности окажется Земля, тогда возможно
зарегистрировать данное излучение. На март 2010 года у
двух пульсаров найдено пять планет (3+2).
Прямые наблюдения
С помощью метода получения прямых изображений
экзопланет получено изображение четырёх планет
системы HR 8799. Метод даёт наилучшие результаты для
планет, удалённых от звезды на ~10—100 а.е. и горячих
из-за тепла, оставшегося после их образования, метод
применяется для поиска планет около молодых звёзд.

Переменная частота пульсаций звезд
Подобно пульсарам, существуют и некоторые другие типы
звезд, которые проявляют периодическую активность.
Отклонения от периодичности иногда могут быть
вызваны вращающейся вокруг нее планетой. По
состоянию на 2013 год с помощью этого метода было
открыто несколько планет.
Модуляции отражения/излучения
Когда планета подходит очень близко к звезде, она
улавливает значительное количество звездного света. При
вращении вокруг звезды, количество света меняется из-за
того, что планеты имеют фазы с точки зрения Земли, или
планета светится больше с одной стороны, чем с другой,
из-за разницы температур.
Релятивистское излучение
Релятивистское излучение изменяет наблюдаемый поток
от звезды, обусловленный ее движением. Яркость звезды
меняется по мере того, как планета приближается или
удаляется от своей звезды-хозяина.
Эллипсоидальные вариации
Массивные планеты, расположенные близко к своим
звездам-хозяевам, могут слегка деформировать форму
звезды. Это приводит к тому, что яркость звезды немного
отклоняется в зависимости от ее вращения относительно
Земли.
Поляриметрия
Поляризованный свет, отраженный от планеты,
отделяется от неполяризованного света, излучаемого
звездой. С помощью метода было подтверждено
существование нескольких уже открытых планет.

3.3. Проект HATNet

HATNet (Hungarian Automated Telescope Network,
«Венгерская сеть автоматических телескопов») — сеть из
шести небольших полностью автоматических телескопов
«HAT». Цель проекта — поиск и исследование экзопланет
транзитным методом, а также поиск и исследование
переменных звёзд. Сеть обслуживается ГарвардСмитсоновским центром астрофизики.
Телескоп «HAT» (Hungarian-made Automated Telescope,
Венгерский автоматический телескоп), был разработан
астрономами Венгерской астрономической ассоциации.
Проект был начат в 1999 году, а в полную силу вошёл в
мае 2001 года.
HAT-1 был изготовлен в университете Лоранда Этвеша
при участии обсерватории Конкоя (Будапешт) под
руководством доктора Гезы Ковача (Géza Kovács). При
разработке также играли важную роль Йожеф Лазар,
Иштван Папп и Пал Сари. Использовали телеобъектив
Nikon с фокусным расстоянием 180 мм и апертурой 65 мм.
Телескопы, построенные позже — полностью
автоматические инструменты с ПЗС-сенсорами на
2000×2000 пикселей. Один из телескопов HAT работает в
обсерватории Вайза, Израиль. Есть пункты в Австралии,
Намибии и Чили.
В рамках проекта HATNet по состоянию на 13 июля
2015 года было открыто 55 экзопланет. Все они
представляют собой горячие газовые гиганты, то есть
имеют массу, близкую к массе Юпитера, и обращаются
очень близко к родительской звезде. Отметим, что
планеты WASP-11b/HAT-P-10b и WASP-49b/HAT-P-27b
были обнаружены практически одновременно с их
параллельным открытием в обсерватории SuperWASP, и
открытия были опубликованы одновременно. Все планеты
были
открыты транзитным методом (благодаря
прохождению по диску своей звезды).

Рис. HATNet

Рис. SuperWASP

3.4. Телескоп SuperWASP

SuperWASP (англ. Wide Angle Search for Planets, Поиск
планет в широком секторе) — телескоп, предназначенный
для обнаружения экзопланет транзитным методом.
Проект SuperWASP курируется восемью научноисследовательскими институтами: Канарским институтом
астрофизики (исп. Instituto de Astrofísica de Canarias),
Группой телескопов им. Исаака Ньютона (англ. Isaac
Newton Group of Telescopes), Килским университетом
(англ. Keele University), Университетом Лестера (англ.
University of Leicester), Открытым университетом (англ.
The Open University), Королевским университетом в
Белфасте (англ. Queen's University Belfast) и СентЭндрюсским университетом (англ. University of St
Andrews).
Телескоп
состоит
из
двух
роботизированных
обсерваторий: SuperWASP-North в обсерватории Роке-делос-Мучачос на острове Пальма (Канарские острова) и
SuperWASP-South, находящейся в Южноафриканской
астрономической обсерватории. Каждая обсерватория
состоит из набора восьми объективов Canon 200mm f/1.8
с апертурой 111 мм, оснащённых панорамными ПЗСматрицами. Поле обзора каждого из 8 телескопов 7.8х7.8
градусов. Большое поле обзора обеих обсерваторий
позволяет покрывать значительную область неба, что
упрощает способ обнаружения объектов. Телескоп
беспрерывно следит за небом, делая сессию снимков
приблизительно раз в минуту; общий объём данных
достигает 100 гигабайт за ночь. Определяя блеск звёзд на
каждом снимке, можно зарегистрировать небольшое
потускнение той или иной звезды, что может означать
прохождение («транзит») объекта размером примерно с
Юпитер по диску звезды. За ночь телескопы определяют
яркость около 100 тысяч звезд на площади 450
квадратных градусов. Этим методом команда астрономов

по состоянию на апрель 2011 года открыла свыше 40
экзопланет. На данный момент SuperWASP — самый
успешный из наземных транзитных обзоров.
Открытия команды SuperWASP
26 сентября 2006 года команда SuperWASP сообщила о
первом открытии экзопланет — WASP-1 b, вращающейся
на расстоянии 6 миллионов километров от материнской
звезды каждые 2.5 дня, и WASP-2 b, вращающейся на
расстоянии 4.5 миллионов километров от материнской
звезды каждые 2 дня.
1 апреля 2008 года команда анонсировала открытие
сразу десяти экзопланет.
11 августа 2009 года командой астрономов было
анонсировано открытие первой планеты (WASP-17 b),
которая движется по орбите с попятным движением, то
есть вращается вокруг звезды в направлении,
противоположном вращению самой звезды.
В августе 2009 года с помощью телескопа была открыта
планета
WASP-18
b,
близкая
к
разрушению:
приблизительно через 1 миллион лет она будет поглощена
родительской звездой.
Наблюдения за планетой WASP-127 b, открытой с
помощью телескопа SuperWASP, показали, что она имеет
атмосферу, которая почти полностью лишена облаков.
В 2015 году была открыта уникальная кратная система
1SWASP J093010.78+533859.5, состоящая из пяти звёзд.
Массы всех звёзд в ней не превосходят массы Солнца.
Учитывая, что плоскости вращения компонент совпадают,
можно предположить, вся система сформировалась из
одного газо-пылевого диска.

3.5. Дифракционная решетка. Справка
В оптике дифракционная решетка представляет собой
оптический компонент с периодической структурой,
который рассеивает свет на несколько лучей, движущихся
под разными углами дифракции.
Джеймс Грегори (1638 – 1675 гг.) наблюдал
дифракционные картины, вызванные птичьим пером, что
фактически стало первой дифракционной решеткой (в
естественной форме), открытой примерно через год после
экспериментов Исаака Ньютона с призмой.
Первая искусственная дифракционная решетка была
изготовлена около 1785 года изобретателем из
Филадельфии Дэвидом Риттенхаусом, который нанизал
волоски между двумя винтами с тонкой резьбой. Это было
похоже на проволочную дифракционную решетку
известного немецкого физика Йозефа фон Фраунгофера,
созданную в 1821 году.
Принципы дифракции были открыты Томасом Янгом и
Огюстеном-Жаном Френелем. Первым, кто использовал
дифракционную решетку для получения линейных
спектров, и первым, кто измерил длины волн
спектральных линий с помощью дифракционной
решетки, стал Фраунгофер.
Решетки с наименьшим расстоянием между линиями
(d) были созданы в 1860-х годах Фридрихом Адольфом
Нобертом (1806 – 1881 гг.) в Грайфсвальде, затем двумя
американцами Льюисом Моррисом Резерфурдом (1816 –
1892 гг.) и Уильямом Б. Роджерсом (1804 – 1882 гг.). К
концу 19-го века вогнутые решетки Генри Огастеса
Роуленда (1848 – 1901 гг.) стали лучшими из доступных.
Источник
Письмо Джеймса Грегори Джону Коллинзу, датированное 13 мая
1673 года. Перепечатано в: Риго, Стивен Джордан, ред. (1841).
Переписка ученых мужей семнадцатого века.... Том. 2. Издательство
Оксфордского университета. стр. 251-5. особенно стр. 254

3.6. Решетка Эшелле. Справка
Эшеллеваярешетка (от французского échelle, что
означает «лестница») — это тип дифракционной решетки,
характеризующийся относительно низкой плотностью
канавок,
форма
которых
оптимизирована
для
использования при больших углах падения и,
следовательно, при высоких порядках дифракции. Более
высокие порядки дифракции позволяют увеличить
дисперсию (расстояние) спектральных признаков на
детекторе, что позволяет повысить дифференциацию этих
признаков. Решетки Эшелле, как и другие типы
дифракционных решеток, используются в кроссдисперсных спектрографах высокого разрешения HARPS,
PARAS и других астрономических инструментах.
Концепция
решетки
с
грубыми
линейками,
используемой под углом наклона, была открыта
Альбертом Майкельсоном в 1898 году, где он назвал ее
«эшелоном». Однако только в 1923 году спектрометры
Эшелле начали приобретать свою характерную форму, в
которой решетка с высоким разрешением используется в
тандеме со скрещенной решеткой с низкой дисперсией.
Эта конфигурация была обнаружена Нагаокой и Мисимой
и с тех пор используется в аналогичной компоновке.
Комментарий
PRL Advanced Radial-Speed Abu-sky Search, сокращенно
ПАРАС, наземный телескоп с апертурой 1,2 метра,
расположенный
в
Mаунт-Абу,
Индия.
Проект
финансируется Лабораторией физических исследований,
Индия. Оснащен эшелле-спектрографом. Используется
для поиска экзопланет. ПАРАС способен обнаруживать
потенциально пригодные для жизни планеты в обитаемой
зоне около звезд М-типа.

3.7. Высокоточный эшелле-спектрограф HARPS
High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) —
высокоточный эшелле-спектрограф, установленный в
2002 году на 3,6-метровом телескопе в обсерватории ЛаСилья в Чили. «Первый свет» был получен в феврале 2003
года.
Это
спектрограф
второго
поколения,
предназначенный для измерения лучевых скоростей и
поиска экзопланет.
Точность лучевых скоростей при измерении HARPS
достигает 0,97 м/с (3,5 км/ч). Это один из двух
инструментов в мире действующих с такой точностью.
Высокая точность достигается благодаря тому, что свет от
звезды и торий-аргонной калибровочной лампы
наблюдаются одновременно с использованием двух
пучков оптоволокна. Беспрецедентной точности также
способствуют высокая механическая и температурная
стабильность спектрографа. Для этого спектрограф
помещён в вакуумную камеру, температура в которой
сохраняется с точностью до 0,01 °C. Кроме того, для
уменьшения
ошибок
гидирования
используется
двухуровневый световой смеситель.
Инструмент
достиг
такого
уровня
точности
определения лучевых скоростей, что для некоторых типов
звезд возможности поиска планетных систем ограничены
звездными пульсациями, а не недостатками самого
спектрографа.
Главный разработчик HARPS — Мишель Майор,
который является первооткрывателем планет у звёзд
солнечного типа. С помощью HARPS была открыта
система Gliese 581, которая включает наименьшую
известную экзопланету Gliese 581 e и две суперземли,
орбиты которых лежат в обитаемой зоне.
На начало 2010 года с помощью HARPS были открыты
75 экзопланет (из 420 известных) в 30 системах.

Рис. Обсерватории Ла-Силья в Чили.

Рис. Решетка Эшелле

3.8. Эшелле спектрограф ESPRESSO
Эшелле спектрограф для скалистых экзопланет и
стабильных спектральных наблюдений (англ. Echelle
SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic
Observations) — обладающий высоким разрешением,
волоконно-объединённый и кросс-дисперсионный эшелле
спектрограф для видимого диапазона длин волн,
способный работать в 1-UT режиме (с использованием
одного из четырёх телескопов) и в 4-UT режиме (с
использованием всех четырёх), для поиска скалистых
внесолнечных планет в обитаемой зоне своих звёзд.

Рис. Спектрограф ESPRESSO
Главное достоинство ESPRESSO — спектроскопическая
стабильность и точность лучевых скоростей. Технические
требования — достичь 10 см/с, но желаемая задача
состоит в том, чтобы получить уровень точности в
несколько см/с. 27 ноября 2017 года начались тестовые
наблюдения ESPRESSO в составе VLT. В декабре 2018 года
ожидается ввод инструмента в строй.

3.9. Космический телескоп COROT
COROT (англ. COnvection ROtation and planetary
Transits) — космический телескоп, созданный усилиями
Национального центра космических исследований
Франции
(CNES),
при
участии
Европейского
Космического Агентства, Австрии, Испании, Германии,
Бельгии и Бразилии. Основными задачами телескопа
являются поиск экзопланет, в том числе и планет земного
типа и изучение внутреннего строения звёзд. Оснащен
афокальным
телескопом
состоящим
из
двух
параболических зеркал с фокусным расстоянием 1,1 м
(диаметр входного зрачка 27 см).
27 декабря 2006 года COROT был выведен на орбиту с
космодрома Байконур ракетой-носителем «Союз 2-1Б».
20 июня 2013 года миссия была официально объявлена
завершенной, 17 июня 2014 года спутник был выключен.
COROT наблюдал за изменением светимости звезды,
регулярно возникающим при прохождении перед ней
планеты (транзитный метод). Чувствительность прибора
оказалась достаточно
высока для того,
чтобы
регистрировать не только «горячие юпитеры», но и
каменистые планеты, в несколько раз большие Земли.
COROT занимался астросейсмологией, регистрировал
изменения яркости света, вызываемые акустическими
волнами, прошедшими через поверхность звёзд. Эти
измерения позволяют вычислить массу звезды, её возраст
и химический состав. Такой метод уже применялся на
аппарате SOHO для изучения условий внутри Солнца.
3 мая 2007 COROT начал с открытия планеты COROT1b. Планета была отнесена к классу «горячих юпитеров».
Радиус COROT-1b в 1,78 раз превышает радиус Юпитера.
Планета обращается вокруг жёлтого карлика, с периодом
примерно 1,5 земных суток. Звёздная система удалена на
1 500 св. лет. Была зарегистрирована астросейсмическая
активность родительской звезды планеты. Параметры
звёздной системы были определены с ранее недоступной
точностью. Всего было открыто 25 экзопланет.

Рис. Космический телескоп COROT

Рис. Космический телескоп «Хаббл»

3.10. Проект SWEEPS
SWEEPS (англ. Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar
Planet Search) — астрономический проект 2006 года по
обнаружению экзопланет транзитным методом в
центральных областях Млечного Пути.
Большинство звёзд центра Галактики закрыто
тёмными туманностями и не могут наблюдаться в
видимом
диапазоне,
только
в
радиодиапазоне,
инфракрасных, рентгеновских и гамма-лучах. Однако,
некоторые звезды можно все-таки наблюдать в редких
прозрачных зонах. В проекте SWEEPS была выбрана зона,
называемая Окном Стрелец-I.
В течение семи дней при помощи телескопа Хаббла
проводилась съёмка 180000 звёзд, находящихся на
расстоянии примерно в 27 000 световых лет от Земли.
В ходе наблюдений было обнаружено 16 кандидатов с
орбитальными периодами от 0,6 до 4,2 суток. Ранее не
обнаруживались планеты с периодом менее 1,2 суток, и
поисковая команда назвала их «короткопериодические
горячие юпитеры». Подобные планеты обнаруживались
только у маломассивных звёзд. Из этого следует, что
массивные звезды уничтожают близкорасположенные
планеты, либо что планеты у небольших звёзд не могут
мигрировать столь же далеко как у больших звёзд.
К двум экзопланетам — «горячим юпитерам» SWEEPS04 и SWEEPS-11 — удалось применять метод радиальных
скоростей (получить доплеровский сдвиг в спектре
звезды) и получить из него оценку масс планет. Это самые
далекие из обнаруженных экзопланет.
Параметры экзопланет
Период обращения (дни)
Масса (масса Юпитера)
Радиус (радиус Юпитера)

SWEEPS-04
4,2 дня