Планети інших зірок

Ось би здивувався австрійський фізик Крістіан Доплер (1803-1853), якби дізнався, що, завдяки фізичному ефекту, описаному ним в 1842 році і пізніше названому його ім’ям, на початку XX століття буде зроблено найнесподіваніше астрономічне відкриття, а в кінці XX століття відбудеться найбільш довгоочікуване відкриття в історії астрономії. Ви вже здогадалися, що несподіваним відкриттям стало виявлення розширення Всесвіту, вимірене за червоним зміщенням ліній у спектрах далеких галактик. А найбільш довгоочікуваним виявилося відкриття аж ніяк не вселенського масштабу: у 1995 році астрономи довели, що планети звертаються не тільки навколо Сонця, а й навколо інших зірок, за межами Сонячної системи.

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

Кількість екзопланет, виявлених у зазначеному році (дані на 14 березня 2012 року з «Каталогу екзопланет»)

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

Різноманіття планет

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

Еволюція світності маломасивних зірок, коричневих карликів і планет після етапу їх гравітаційного стиснення і розігріву

Верхня межа планетних мас, що відокремлює їх від коричневих карликів і в цілому від зірок, була визначена на основі їх внутрішнього джерела енергії. Вважається загальноприйнятим, що планета — це об’єкт, в якому за всю його історію не відбуваються реакції ядерного синтезу. Як показують розрахунки, виконані для тіл нормального (тобто сонячного) хімічного складу, при формуванні космічних об’єктів з масою понад 13 мас Юпітера (М_Ю) в кінці етапу їх гравітаційного стиснення температура в центрі досягає декількох мільйонів кельвінів, що призводить до розвитку термоядерної реакції за участю дейтерія. При менших масах об’єктів ядерні реакції в їх надрах не відбуваються. Тому масу в 13 М_Ю вважають максимальною масою планети. Об’єкти з масами від 13 до 70 М_Ю називають коричневими карликами. А ще більш масивні — зірками, в них відбувається термоядерне горіння поширеного легкого ізотопу водню. (Для довідки: 1 М_Ю = 318 мас Землі (М_З) = 0,001 маси Сонця (МС₎ = 2· 1⁰²7 кг.)

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

Еволюція світності двох протозірок, що мають маси трохи більше і трохи менше нижньої межі (0,07 М_С), необхідної для протікання термоядерної реакції за участю легкого ізотопу водню

Нижня межа планетних мас, що відокремлює їх від астероїдів, також має фізичне обґрунтування. Мінімальною масою планети вважається та, при якій в надрах планети тиск сили тяжкості ще перевершує міцність її матеріалу. Таким чином, в самому загальному вигляді «планета» визначається як небесне тіло, досить масивне для того, щоб власна гравітація надавала йому сфероїдальну форму, але не достатньо масивне для того, щоб в його надрах протікали термоядерні реакції. Цей діапазон мас простягається приблизно від 1% маси Місяця до 13 мас Юпітера, тобто від 7· 1⁰²0 кг до ^{2· 10}28 кг.

Однак саме поняття «планета» астрономи розділили на кілька підтипів у зв’язку з характером орбітального руху. По-перше, якщо тіло планетної маси звертається навколо більш великого подібного тіла, то його називають супутником (приклад — наш Місяць). Власне планета (іноді говорять «класична планета») визначається як об’єкт Сонячної системи, досить масивний, щоб під дією власної гравітації прийняти гідростатично рівноважну (сфероїдальну) форму, і при цьому не має поруч зі своєю орбітою тіл порівнянної з ним маси. Ці умови задовольняють тільки Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Нарешті, введено новий клас об’єктів Сонячної системи — «планети-карлики», або «карликові планети». Ці тіла повинні задовольняти наступним умовам: звертатися навколо Сонця; не бути супутником планети; володіти достатньою масою, щоб сила тяжкості перевершувала опір речовини і тіло планети мало сфероїдальну форму; володіти не настільки великою масою, щоб бути здатною розчистити околиці своєї орбіти від інших тел. Прототипом планет-карликів став Плутон (діаметр 2310 км), а всього їх поки п’ять: Крім плутона це Еріда (2330 км), Хаумея (1200 км), Макемаке (1400 км) і Церера (975 ст.1 909 км), яка раніше вважалася найбільшим астероїдом.

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

На 14 березня 2012 року підтверджено відкриття 760 екзопланет у 609 планетних системах. При цьому сто систем містять не менше двох планет, а дві — не менше шести. Найближча екзопланета виявлена у зірки в Ерідана, на відстані 10 світлових років від Сонця. Переважна більшість екзопланет виявлена з використанням різних непрямих методів детектування, але деякі вже спостерігалися безпосередньо. Більшість помічених екзопланет — це газові гіганти типу Юпітера і Сатурна, що звертаються недалеко від зірки. Очевидно, це пояснюється обмеженими можливостями методів реєстрації: масивну планету на короткоперіодичній орбіті легше виявити. Але з кожним роком вдається відкривати все менш масивні і більш віддалені від зірки планети. Зараз вже виявлені об’єкти, за масою і параметрами орбіти майже не відрізняються від Землі.

Методи пошуку екзопланет

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

Таблиця 1. Методи пошуку екзопланет

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

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

Таблиця 2. Сонячна система під час спостереження за відстанню   Кентавра

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

Вимірювання яскравості зірки. Непрямий метод виявлення екзопланет — метод проходжень — заснований на спостереженні яскравості зірки, на тлі диска якої переміщується планета. Тільки для спостерігача, розташованого в площині орбіти екзопланети, вона час від часу повинна затьмарювати свою зірку. Якщо це зірка типу Сонця, а екзопланета типу Юпітера, діаметр якого в 10 разів менше сонячного, то в результаті такого затемнення яскравість зірки знизиться на 1%. Це можна помітити за допомогою наземного телескопа. Але екзопланета земного розміру закриє тільки 0,01% поверхні зірки, а настільки мале зниження яскравості важко виміряти крізь неспокійну земну атмосферу; для цього потрібен космічний телескоп.

Друга проблема цього методу полягає в тому, що частка екзопланет, площина орбіти яких точно орієнтована на Землю, досить невелика. До того ж затемнення триває кілька годин, а інтервал між затемненнями — роки. Тим не менш, проходження екзопланет перед зірками вже багаторазово спостерігалися.

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

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

Космічний телескоп «Кеплер» безперервно стежить за сотнями тисяч зірок, чекаючи, коли перед деякими з них пропливуть невідомі планети

Вимірювання положення зірки. Дуже перспективними вважаються методи, в яких вимірюється рух зірки, викликаний зверненням навколо неї планети. Як приклад знову розглянемо Сонячну систему. Сильніше за всіх на Сонці впливає масивний Юпітер: у першому наближенні нашу планетну систему взагалі можна розглядати як подвійну систему з Сонця і Юпітера, розділених відстанню 5,2 о.о. і поводяться з періодом близько 12 років навколо загального центру мас. Оскільки Сонце приблизно в 1000 разів масивніше Юпітера, воно в стільки ж разів ближче до центру мас. Отже, Сонце з періодом близько 12 років звертається по кола радіусом 5,2 о.є./1000 = 0,0052 о.о., який лише трохи більше радіусу самого Сонця. З зірки   Кентавра радіус цього кола видно під кутом 0,004 «. (Це дуже маленький кут: під таким кутом нам бачиться товщина олівця з відстані майже 360 км.) Але астрономи вміють вимірювати настільки малі кути, і тому вже кілька десятиліть ведуть спостереження за найближчими зірками в надії помітити їх періодичне «погойдування», викликане присутністю планет. Останнім часом це вдалося зробити з поверхні Землі, але перспективи астрометричного пошуку екзопланет, безумовно, пов’язані із запуском спеціалізованих супутників, здатних вимірювати положення зірок з точністю до мілісекунд дуги.

Взаємний рух зірки і планети. Центр мас системи «зірка — планета» рухається прямолінійно (пунктир). Зірка і планета поводяться навколо центру мас по подібних орбітах у протифазі (вгорі). Спостерігаючи зірку, можна помітити її «погойдування», що вказують на присутність планети

Вимірювання швидкості зірки. Помітити періодичні коливання зірки можна не тільки за зміною її видимого положення на небі, але і за зміною відстані до неї. Знову розглянемо систему Юпітер-Сонце, що має відношення мас 1:1000. Оскільки Юпітер рухається по орбіті зі швидкістю 13 км/с, швидкість руху Сонця по його власній невеликій орбіті навколо центру мас системи становить 13 м/с. Для віддаленого спостерігача, розташованого в площині орбіти Юпітера, Сонце з періодом близько 12 років змінює свою швидкістю з амплітудою 13 м/с.

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

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

Таблиця 3. Астрономічні (кутові) коливання положення Сонця і доплерівські коливання його швидкості під впливом планет

Як бачимо, вплив планети викликає рух зірки зі швидкістю, в кращому випадку, кілька метрів в секунду. Чи можна помітити переміщення зірки зі швидкістю пішохода? До кінця 1980-х років помилка вимірювання швидкості оптичної зірки методом Доплера становила не менше 500 м/с. Але потім були розроблені принципово нові спектральні прилади, що дозволили підвищити точність до 10 м/с. Ця техніка зробила можливим відкриття перших екзопланет з масами більше, ніж у Юпітера.

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

Відкриття екзопланет

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

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

До дослідження зірки Барнарда долучилися й інші астрономи. До 1973 року вони з’ясували, що ця зірка рухається рівно, без вагань, а значить, масивних планет в якості супутників не має. Таким чином, перша спроба знайти екзопланету закінчилася невдачею. А перше надійне астрометричне виявлення екзопланети відбулося лише в 2009 році. Після 12 років спостережень за допомогою 5-метрового Паломарського телескопа за тридцятьма зірками американські астрономи Стівен Правдо і Стюарт Шаклан виявили планету біля крихітної змінної зірки «ван Бісбрук 10» у подвійній системі Глізі 752. Ця зірка — одна з найменших у Галактиці: це червоний карлик спектрального класу M8, що поступається Сонцю в 12 разів по масі і в 10 разів по діаметру. А світність цієї зірки настільки мала, що якщо замінити нею наше Сонце, то вдень Земля була б освітлена як зараз місячної ночі. Саме завдяки малій масі зірки виявлена планета змогла «розгойдати» її до помітної амплітуди: з періодом близько 272 діб положення зірки на небі змінюється на 0,006 «(той факт, що це вдалося виміряти, — справжній тріумф наземної астрометрії). Сама планета-гігант звертається по орбіті з великою напівіссю 0,36 а. е. (як у Меркурія) і має масу 6,4 МЮ_, тобто вона легше своєї зірки всього в 14 разів, а за розміром навіть не поступається їй.

Успіх доплерівського методу. Першу екзопланету виявили в 1995 році астрономи Женевської обсерваторії Мішель Майор і Дідьє Келоз, які побудували оптичний спектрометр, що визначає доплерівське зміщення ліній з точністю до 13 м/с. Цікаво, що американські астрономи під керівництвом Джеффрі Марсі створили подібний прилад раніше і ще в 1987 році приступили до систематичного виміру швидкостей декількох сотень зірок, але їм не пощастило зробити відкриття першими. У 1994 році Майор і Келоз приступили до вимірювання швидкостей 142 зірок з числа найближчих до нас і за своїми характеристиками схожих на Сонце. Досить швидко вони виявили «погойдування» зірки 51 в сузір’ї Пегас, віддаленої від Сонця на 49 світлових років. Коливання цієї зірки відбуваються з періодом 4,23 сут і, як уклали астрономи, викликані впливом планети з масою 0,47 М_Ю.

У спектрі зірки, що поводиться навколо загального центру мас з невидимою планетою, доплерівське зміщення спектральних ліній періодично змінюється з червоного на блакитне

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

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

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

Фотографії екзопланет

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

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

З початку 2004 року по березень 2012 р