8
Обнаружение далеких экзопланет
Экстрасолнечные планеты, коротко именуемые эк-
зопланеты, представляют собой небесные тела, вра-
щающиеся вокруг других солнц. К концу 2019 года
было обнаружено более 4000 таких планет. В среднем
получается по 150 единиц в год, начиная с первого подтвержденного открытия в 1992 году. Сегодня обнаружить удаленную планету едва ли сложнее, чем подхватить насморк,
хотя человечеству понадобились десятки веков — вплоть до 1930 года, — чтобы открыть лишь восемь планет нашей Солнечной системы, а также Плутон.
Первую экзопланету астрономы обнаружили, наблюдая вызванные гравита цией колебания движения звезд. Применяемая же сегодня технология основана на едва заметном снижении яркости звезды ввиду прохождения на ее фоне экзопланеты. А с помощью мощных сверхсовременных устройств, наподобие космического телескопа Джеймса Уэбба, астрономы смогут непосредственно получать изображения экзопланет и изучать их вращение, смену сезонов года, наличие растительности, а также другие характеристики.
В этой главе мы с помощью OpenCV и matplotlib создадим симуляцию экзопланеты, проходящей перед ее солнцем. При этом мы запишем итоговую кривую изменения яркости (кривую блеска), после чего с ее помощью обнаружим планету и приблизительно оценим ее диаметр. Далее мы смоделируем возможный вид планеты через телескоп Уэбба. В практических проектах вы займетесь
232 Глава 8. Обнаружение далеких экзопланет
исследованием нетипичных кривых блеска, которые могут представлять гигантские инопланетные мегаструктуры, построенные для аккумулирования энергии звезд.
Транзитная фотометрия
В астрономии транзит — это движение относительно малого небесного тела непосредственно между диском более крупного тела и наблюдателем. Когда это небольшое тело движется на фоне более крупного, последнее несколько теряет в яркости. Наиболее известные транзиты — это прохождение Меркурия и Венеры на фоне нашего Солнца (рис. 8.1).
Рис. 8.1. Облака и Венера (черная точка), проходящая перед Солнцем
виюне 2012 года
Спомощью современных технологий астрономы могут обнаружить даже малейшее уменьшение свечения удаленных звезд в процессе транзита на их фоне объектов. Такая техника, называемая транзитной фотометрией, позволяет построить график изменения яркости звезды в течение некоторого времени (рис. 8.2).
Транзитная фотометрия 233
Я
З а
П а а
1 |
2 |
3 |
На
4 5
К а а
В 
Рис. 8.2. Техника транзитной фотометрии для обнаружения экзопланет
На рис. 8.2 точки на графике кривой блеска показывают изменения яркости исходящего от звезды света. Когда планета еще не зашла в область диска звезды , яркость максимальна. (Мы будем игнорировать свет, отражаемый экзопланетой по мере ее прохождения через эти фазы, что слегка увеличивает наблюдаемую яркость звезды.) По мере того как край диска планеты заходит на диск звезды , ее яркость постепенно снижается, в результате чего на кривой блеска формируется нисходящий участок. Когда на фоне диска звезды оказывается вся планета , кривая блеска представляет собой прямой участок, параллельный оси х. Такой ее вид сохраняется, пока планета не начнет выходить за противоположный край диска. В этот период времени формируется восходящий участок , который заканчивается в момент полного выхода планеты за область диска . Теперь кривая блеска снова превращается в прямую линию, показывающую максимальное значение яркости в любой момент времени.
Так как количество блокируемого в процессе транзита света пропорционально размеру диска планеты, можно вычислить ее радиус, используя следующую формулу:
Здесь Rp представляет радиус планеты, а Rs — радиус звезды. Астрономы определяют радиус звезды на основе расстояния до нее, ее яркости и цвета, который характеризует температуру. Глубина показывает полное изменение яркости во время транзита (рис. 8.3).
Конечно же, эти вычисления предполагают, что звезду заслоняла вся экзопланета, а не ее часть. Последнее может случиться, если экзопланета лишь частично захватывает верхний либо нижний край звезды (с нашего угла обзора). Мы рассмотрим этот случай в разделе «Эксперименты с транзитной фотометрией» на с. 242.