Первые наблюдения транзитов планеты HD 209458 b, выполненные в 2000 году наземными средствами (а) и с орбитальной обсерватории HST (б).

Сравнение плотности планеты HD 209458 b, Юпитера и Сатурна.

Поиск транзитов "методом тыка" очень утомителен и нерезультативен. Весьма привлекательной кажется идея поиска транзитов в близких шаровых скоплениях звезд, где в небольшом (по небесным меркам) объеме сосредоточены сотни тысяч звезд. Поскольку для планет на низких орбитах вероятность такого расположения плоскости кеплеровской орбиты, при котором будут наблюдать ся регулярные транзиты, составляет более 6%, перспективы поиска кажутся заманчивыми. В 2000 году группа Р. Джиллиланда предприняла поиск транзитов у звезд в шаровом звездном скоплении 47 Tuc, используя орбитальный телескоп им. Хаббла. Скопление 47 Tuc относится к близким (расстояние 4 кпк), компактным и удобно расположенным объектам. Исследованиями были охвачены 34 тысячи звезд главной последовательности, до 24 звездной величины. По предварительной оценке, предполагалось найти 17 объектов с транзитами, но ни одного обнаружить не удалось.

Поиск транзитов в том же скоплении 47 Tuc повторили в 2002 году при помощи телескопа Англо-Австралийской обсерватории. Выбирались в основном солнцеподобные звезды в пределах от 17 до 18,5 звездной величины (очень слабые). Предполагаемая средняя длительность транзитов составляла около 2,5 часа, вероятность их обнаружить оценивалась в 7%. Суммарное время наблюдений было в четыре раза больше, чем в первом случае. Исследованиями охватили около 36 тысяч звезд, ожидая найти 20 объектов с транзитами. Как ни странно, результат, в пределах ошибок, снова оказался отрицательным.

Технические причины отрицательного результата, по-видимому, исключены. Парадоксальное, но вполне возможное объяснение заключается в том, что таково свойство звезд в шаровых скоплениях: они могут не иметь планет. Причины могут быть разными, например взаимные гравитацион ные эффекты близко расположенных звезд, затрудняющие формирование планетной системы. На более общую причину указал Дж. Гонзалес, который полагает, что ею может быть низкая "металличность" звезд скопления. Металличность звезд – содержание тяжелых элементов, повышенное или пониженное по сравнению с Солнцем. Статистически почти все звезды с планетными системами имеют повышенную металличность.

Экзопланеты с очень большой массой, около десяти масс Юпитера (например, HD 168443 b, HD 114762 b, HD 89744 b), вероятно, относятся к "коричневым", или инфракрасным, карликам. Поиск таких карликовых "несостоявшихся" звезд велся давно. Ш. Кумар, который предложил название "коричневые карлики", работал над их теорией с 1958 года. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода – это "мотор" всех нормальных звезд, включая Солнце. Но если масса формирующейся звезды составляет не более 4% солнечной, положение осложняется: возможна только термоядерная реакция "горения" дейтерия, а условия для "горения" водорода не выполняются; если же масса звезды очень мала, менее 0,013 массы Солнца (или менее 13 масс Юпитера), термоядерные реакции в ней вообще не возникают. Термоядерная реакция на основе дейтерия действует кратковременно и дает сравнительно мало энергии, поэтому установить наличие реакции у таких слабых объектов, как "коричневые карлики", трудно. (Следует добавить, что, если масса тела очень велика и достигает 63 M_ю, в нем может возникнуть термоядерная реакция на основе изотопов лития.)

Планетами такие тела назвать нельзя, но и звездами они не становятся, а постепенно сжимаются до размеров, меньших Юпитера, причем более массивные карлики имеют меньшие размеры. За счет сжатия долго поддерживается умеренно высокая температура поверхности, до 1300 К (в то время как у самых холодных звезд температура поверхности составляет не менее 2000 К). Продолжительность жизни инфракрасных карликов очень велика, не менее миллиарда лет. Впервые настоящий инфракрасный карлик был найден Д. Латамом и его коллегами в 1989 году у звезды HD 114762. Для него параметр Msini = 11 M_ю, а реальная масса может достигать нескольких десятков масс Юпитера. Орбита его имеет период 84 дня и большой эксцентриситет (0,33). Такие тела могут находиться на "нормальных" экзопланетных орбитах. В 1998 году А. Бьюроуз исследовал вероятные физические характеристики таких объектов на примере другого инфракрасного карлика, Gliese 229 b, имеющего эффективную температуру около 950 К. Его период около 200 лет и Msini = 40 M_ю.

Благодаря особенностям спектра излучения "коричневый карлик" Gliese 229 b удалось сфотографировать в инфракрасных лучах. Инфракрасные карлики, по-видимому, и сами могут иметь планеты. На инфракрасном снимке системы "коричневого карлика" 2M1207 белый яркий объект – это сам "карлик", а красный – его планета, удаленная в десять раз дальше, чем Юпитер от Солнца, что и позволило сделать такой снимок (см. "Наука и жизнь" № 11 2006, фото 5).

Разными группами исследователей найдено около десятка тел с массами до 60 масс Юпитера. Парадокс, однако, в том, что их должно быть гораздо больше, и не только потому, что их легче обнаружить. Инфракрасными карликами обладают не более 1% исследованных звезд. Но их очень много в областях интенсивного звездообразования, например в широко известной туманности Ориона.

Вероятное внутреннее строение экзопланеты HD 149026 b в сравнении с Юпитером. Высокая средняя плотность (около 1 г/см³) указывает на новый тип короткопериодических экзопланет.

Горячие и холодные (высокоорбитальные) планеты-гиганты, несомненно, интересны, но что можно сказать о поисках планет типа Земли? К сожалению, почти ничего. Чувствительность МЛС позволяет уверенно находить внесолнечные планеты-гиганты, но до задачи обнаружить планету земного типа чувствительность метода не дотягивает примерно в 30 раз. В недалеком будущем появятся новые способы обнаружения внесолнечных планет с массой Земли, но пока их нет. Все же положение небезнадежно. Предполагается, что готовящиеся космические миссии KEPLER, COROT и GAIA смогут исследовать десятки тысяч звезд с фотометрической точностью до 0,00001 и обнаружить у них множество планетных объектов с транзитами. Согласно плану миссии, только аппарат KEPLER за четыре года работы сможет исследовать 100 тысяч звезд. Точность метода будет достаточной для обнаружения транзитов планетных тел даже с размерами Земли, в отношении которых существующие наземные технические средства пока бессильны. В этих проектах будут использованы и другие методы кроме МЛС.

Но пренебрегать МЛС не стоит. Пионеры открытия экзопланет, швейцарская группа исследователей, продолжают совершенствовать свой метод. Им удалось довести предельную чувствительность спектрографа HARPS до 1 м/с. С помощью 3,6-метрового телескопа Европейской южной обсервато рии в Чили совсем недавно, в 2006 году, у звезды HD 69830 обнаружена необычная система из трех планет с массами всего от 10 до 18 масс Земли (то есть каждая меньше массы Нептуна). Две планеты с периодами 8,37 и 31,6 суток находятся на низких орбитах, но орбита третьей планеты, с периодом 197 суток, подобна орбите Венеры. Так как звезда HD 69830 немного менее массивна, чем Солнце, можно говорить, что эта планета находится в зоне, почти пригодной для жизни (хотя планета с такой большой массой вряд ли годится для обитания). Звезда HD 69830 находится на расстоянии менее 13 пк и видна невооруженным глазом.