Аннотация: Книга посвящена современным методам поиска экзопланет и подробно описывает ключевые технологии и принципы, позволяющие находить планеты за пределами Солнечной системы.
Книга посвящена современным методам поиска экзопланет и подробно описывает ключевые технологии и принципы, позволяющие находить планеты за пределами Солнечной системы. В основе работы лежит анализ различных подходов, от классической астрометрии и метода радиальных скоростей до новейших достижений в области гравитационного микролинзирования и прямого наблюдения планет. Автор уделяет особое внимание сложности обнаружения малых землеподобных миров и значению этих исследований для расширения нашего понимания Вселенной. Описанные методы не только помогают выявлять новые экзопланеты, но и дают возможность изучать их характеристики, включая массу, орбитальные параметры и даже состав атмосфер.
Особенность книги заключается в глубоком анализе физических принципов, лежащих в основе астрономических методов, и их практическом применении в современных исследованиях. Читатель получает представление о том, какие трудности стоят перед астрономами, как совершенствуются технологии наблюдений и какие перспективы открывает развитие инструментов нового поколения. Книга демонстрирует, что поиск экзопланет - это не только технический вызов, но и фундаментальный шаг к осознанию места Земли в бескрайнем космосе.
СОДЕРЖАНИЕ
Глава первая. Зачем искать экзопланеты?. 5
Глава вторая. Астрометрия. 7
Глава четвертая. Гравитационное микролинзирование. 30
Глава пятая. Транзитный метод. 39
Глава шестая. Прямое наблюдение планет. 49
Глава седьмая. Пульсары и метод временных задержек. 58
Глава девятая. Метод тайминга. 75
Глава десятая. Секулярные изменения орбит. 85
Глава одиннадцатая. Искусственный интеллект и статистические методы поиска экзопланет 92
Глава двенадцатая. Классификация и примеры экзопланет. 98
Библиография. 107
Глава первая. Зачем искать экзопланеты?
Другие звёздные системы недостижимы для человека по ряду причин, главной из которых является колоссальное расстояние. Даже до ближайшей звезды, Проксимы Центавра, свет идёт более четырёх лет, а современным космическим кораблям потребовались бы десятки тысяч лет. Ограничения фундаментальной физики, такие как невозможность превышения скорости света, вкупе с техническими сложностями - энергией, необходимой для разгона аппаратов до хотя бы долей световой скорости, и проблемами их долговечности, - делают такие путешествия пока лишь фантазией. Даже если мы когда-нибудь найдём способ преодолеть эти барьеры, это будут проекты, выходящие за пределы человеческой жизни, требующие принципиально новых технологий, философии и терпения.
И хотя существуют проекты вроде лазерного паруса, например Breakthrough Starshot, предполагающего разгон крошечных зондов до 20% скорости света с помощью мощных лазеров, они пока остаются на стадии концепции. Такие технологии сталкиваются с массой нерешённых проблем: от точного наведения лазерного луча на огромных расстояниях до защиты зондов от частиц космической пыли, которые при такой скорости могут их уничтожить. Даже в случае успеха путешествие крошечных зондов к ближайшей звезде займёт десятилетия, а передача данных обратно на Землю - годы. Это показывает, что, хотя идеи и существуют, звёздные системы остаются крайне труднодостижимыми с нашими текущими возможностями.
Тогда, зачем искать экзопланеты, если мы всё равно никогда до них не долетим? Этот вопрос звучит логично, но при более глубоком размышлении становится ясно, что исследование экзопланет не ограничивается мечтой о путешествии к ним. В первую очередь, изучение экзопланет открывает перед нами новые горизонты понимания Вселенной. Мы ищем ответы на фундаментальные вопросы: как образуются планеты, чем они отличаются от Земли, могут ли где-то существовать условия для жизни? Даже если человечество никогда не достигнет этих миров, сам факт их существования позволяет нам увидеть нашу планету в более широком контексте и осознать её уникальность. Кроме того, поиск экзопланет - это источник технологических и научных открытий. Методы, созданные для исследования далёких миров, уже сегодня применяются в других областях науки и техники. Наконец, эта деятельность вдохновляет людей. Она питает наше любопытство и напоминание о том, что мы - часть огромной, неизведанной Вселенной. Возможно, дело не в том, чтобы долететь, а в самом стремлении понять и исследовать.
Глава вторая. Астрометрия
Астрометрия, как древнейший метод изучения небесных тел, основана на точных измерениях их положения и движения относительно удалённых, кажущихся неподвижными звёзд. В её основе лежит определение едва заметного смещения светила, вызванного гравитационным воздействием невидимого спутника - планеты, обращающейся вокруг звезды. Эти неуловимые колебания представляют собой едва различимые изменения координат, которые лишь при длительном и детальном наблюдении позволяют выявить присутствие массивного объекта.
Измерения такого рода требуют предельной точности, поскольку величина отклонения зачастую составляет доли угловых миллисекунд, что делает задачу особенно сложной. Однако благодаря применению современных инструментов удаётся не только подтвердить существование экзопланеты, но и определить её массу, орбитальные характеристики и даже природу гравитационного взаимодействия со звездой-хозяином.
Несмотря на неоспоримые преимущества, метод предъявляет исключительные требования к наблюдательной аппаратуре. Для получения достоверных данных необходимо проводить измерения в течение продолжительного времени, фиксируя малейшие изменения, что требует устойчивости к внешним факторам, способным исказить результаты. Тем не менее, при наличии достаточных ресурсов и высокой точности измерений астрометрия остаётся ценным инструментом для исследования экзопланетных систем и формирования представлений о динамике звёздных систем в целом.
Хотя астрометрия теоретически является мощным инструментом для обнаружения экзопланет, на практике её применение долгое время сталкивалось с техническими трудностями. Высокие требования к точности измерений делали этот метод менее эффективным по сравнению с другими, такими как транзитный и доплеровский. Тем не менее, его потенциал всегда оставался значительным, особенно в тех случаях, когда другие способы оказывались недостаточными.
Первый случай, когда астрометрия действительно привела к подтверждённому открытию экзопланеты, связан с миссией Gaia - космического телескопа Европейского космического агентства. Этот аппарат, обладая беспрецедентной точностью в определении положений звёзд, позволил собрать данные, на основании которых были сделаны первые надёжные выводы о присутствии массивных планет, оказывающих влияние на движение своих звёзд. Ранее предпринимались попытки обнаружить экзопланеты с помощью астрометрии с использованием наземных обсерваторий, однако эти исследования не давали однозначных результатов.
Одним из наиболее известных случаев стало предполагаемое открытие планеты вокруг звезды VB 10 в 2009 году, основанное на астрометрических измерениях. Однако последующие наблюдения не подтвердили его. Долгое время астрометрия оставалась скорее вспомогательным методом, но с развитием технологий и увеличением точности приборов её значение постепенно возрастает. С запуском современных обсерваторий, обладающих высокой чувствительностью, ожидается, что астрометрия станет одним из ведущих инструментов для определения массы и орбит экзопланет, особенно тех, которые расположены на значительном расстоянии от своей звезды и не могут быть легко обнаружены другими методами.
Астрометрия обладает уникальными преимуществами, которые отличают её от других методов поиска экзопланет. В отличие от доплеровской спектроскопии, которая чувствительна в первую очередь к планетам, обращающимся по орбитам, лежащим в плоскости наблюдения, астрометрия позволяет обнаруживать объекты, находящиеся на широком диапазоне наклонений орбит. Это делает её особенно ценной для выявления планет, движущихся в плоскости, перпендикулярной лучу зрения, где доплеровский метод становится неэффективным.
Другим важным преимуществом является возможность прямого определения массы планеты. В то время как методы спектроскопии позволяют определить лишь минимально возможную массу из-за неизвестного угла наклона орбиты, астрометрия, фиксируя реальное движение звезды в трёхмерном пространстве, даёт точное значение этого параметра. Это особенно важно при изучении систем с экзопланетами, так как масса является ключевым фактором в определении их природы - газовый гигант перед астрономами или суперземля.
Метод также эффективен для обнаружения планет, находящихся на значительном расстоянии от своих звёзд. В то время как транзитный метод и доплеровская спектроскопия лучше работают для планет с короткими орбитальными периодами, астрометрия позволяет регистрировать планеты, совершающие обращения на протяжении десятков лет. Это открывает возможность изучения аналогов Юпитера и Сатурна в других звёздных системах, что особенно важно для понимания их формирования и эволюции.
Будущее астрометрии тесно связано с развитием технологий высокоточных измерений. Космический телескоп Gaia, наблюдающий миллионы звёзд с исключительной точностью, уже собирает данные, которые могут привести к открытию множества экзопланет. В перспективе, с запуском новых миссий, таких как Nancy Grace Roman Space Telescope, ожидается дальнейшее увеличение точности астрометрических наблюдений, что позволит не только расширить каталог известных экзопланет, но и глубже понять процессы формирования и динамики планетных систем.
Глава третья. Спектроскопия и радиальная скорость (метод Доплера)
Кто с детства не удивлялся радуге? Её яркая дуга, возникающая на фоне дождевого неба, кажется почти сказочным явлением, хотя на самом деле подчиняется строгим законам оптики. Кажется, будто природа сама рисует её, раскладывая солнечный свет в плавный спектр цветов, и мало кто задумывается, почему и как она появляется.
Секрет радуги кроется в свойстве света изменять направление при прохождении через разные среды. Когда солнечный луч попадает в каплю дождя, он преломляется - меняет свой угол движения. Однако важнее всего то, что свет состоит из множества длин волн, каждая из которых преломляется немного по-своему: красный свет отклоняется меньше, а фиолетовый - сильнее. Это явление называется дисперсией, и именно оно разлагает белый свет на его составляющие цвета.
После первого преломления луч света достигает задней стороны капли, где часть его отражается обратно. Затем, выходя из капли, он преломляется вновь, окончательно разделяясь на цветовую гамму. Миллионы капель в воздухе рассеивают свет таким образом, что до глаз наблюдателя доходят лучи определённого цвета в зависимости от угла их выхода. В результате формируется цветная дуга, в которой всегда можно увидеть знакомый порядок: снаружи располагается красный, затем следуют оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий и, наконец, фиолетовый.
Интересно, что радуга существует не в каком-то определённом месте на небе, а зависит от положения наблюдателя. Каждый человек видит свою собственную радугу, ведь она формируется светом, преломлённым в тех каплях, от которых свет попадает именно в его глаза. Центр радуги всегда оказывается напротив Солнца, поэтому увидеть её можно только тогда, когда Солнце находится позади, а перед глазами - дождевые капли.
Иногда появляется вторая, более тусклая радуга, расположенная выше первой. Она образуется, когда свет внутри капли отражается дважды, из-за чего цветовой порядок в ней оказывается обратным: красный оказывается внутри дуги, а фиолетовый - снаружи.
Такое простое, но завораживающее явление показывает, как свет, дождь и геометрия создают удивительные картины в небе, подчиняясь тем же физическим законам, что и спектральный анализ в астрономии. Именно эти принципы, по которым преломляется и расщепляется свет, позже позволили учёным понять природу далёких звёзд, составлять их химические карты и даже находить экзопланеты, невидимые невооружённому глазу.
Когда Исаак Ньютон впервые пропустил солнечный свет через стеклянную призму, он обнаружил, что белый свет раскладывается в плавный спектр цветов - от красного до фиолетового. Это явление, известное как, упомянутая нами, дисперсия, показало, что свет состоит из множества различных длин волн, каждая из которых воспринимается как определённый цвет. Позже стало ясно, что не только Солнце, но и любые звёзды излучают свет с определённым спектром, а если разложить их излучение, можно увидеть не только сплошные цветные полосы, но и тёмные линии - так называемые спектральные линии. Эти линии соответствуют определённым химическим элементам, находящимся в атмосферах звёзд, и их расположение в спектре строго фиксировано.
Появление спектральных линий связано с взаимодействием света и атомов. На атомном уровне свет представляет собой электромагнитные волны, состоящие из фотонов, а атомы - это ядра, окружённые электронами, которые движутся вокруг них на определённых энергетических уровнях. Каждый атом имеет строго определённую структуру электронных оболочек, и электроны могут находиться только на чётко установленных уровнях энергии, переходя между ними не плавно, а скачкообразно.
Когда атом поглощает фотон, электрон может перейти на более высокий уровень, но только в том случае, если энергия этого фотона точно соответствует разнице энергий между уровнями. Это означает, что атомы разных элементов поглощают и излучают свет только на строго определённых длинах волн. Если свет проходит через газ, содержащий атомы какого-либо элемента, то фотоны с определёнными энергиями (соответствующими разнице уровней в этих атомах) поглощаются, создавая тёмные линии в спектре - это так называемый спектр поглощения.
Обратный процесс происходит, если атом получает энергию (например, при нагреве) и затем испускает её в виде света. В этом случае электроны, ранее находившиеся на высоких уровнях, возвращаются на более низкие, испуская фотоны с теми же самыми энергиями. Это создаёт спектр излучения, состоящий из ярких линий на тёмном фоне.
Поскольку энергетические уровни в каждом элементе уникальны, спектральные линии служат своеобразным "отпечатком пальца" химического состава вещества. Например, линии водорода всегда появляются в одних и тех же местах спектра, как и линии гелия, натрия или любого другого элемента. Именно благодаря этому анализ спектра звёзд позволяет определить их химический состав, температуру, плотность и даже движение в пространстве.
Однако в середине XIX века стало ясно, что спектр звезды может меняться, если она движется. Причиной этому служит эффект Доплера, впервые описанный в 1842 году австрийским физиком Кристианом Доплером. Он заметил, что если источник волн приближается, то их частота возрастает, а если удаляется - снижается. В повседневной жизни этот эффект можно услышать, например, когда проезжающий мимо автомобиль или поезд издаёт более высокий звук при приближении и более низкий при удалении.
То же самое происходит со световыми волнами. Если звезда движется к наблюдателю, её свет сжимается, частота возрастает, а длины волн смещаются в более коротковолновую, синюю область спектра - это называется синим смещением. Если же звезда удаляется, волны растягиваются, их длина увеличивается, и спектр сдвигается в красную сторону - это красное смещение. Эти сдвиги крайне малы, но их можно измерить, сравнив фактическое положение спектральных линий звезды с их эталонным положением в лабораторных условиях.
Этот принцип лёг в основу метода радиальных скоростей, позволяющего обнаруживать экзопланеты. Планета, обращающаяся вокруг звезды, своей гравитацией заставляет светило совершать крошечные колебания. Когда звезда немного приближается к наблюдателю, её свет смещается в синюю область спектра, когда удаляется - в красную. Измеряя эти периодические изменения, можно определить массу невидимой планеты, её орбиту и даже возможные характеристики её атмосферы. Этот метод стал одним из самых успешных в поиске экзопланет, особенно массивных, близко расположенных к своим звёздам.
Движение планет вокруг звёзд устроено сложнее, чем кажется на первый взгляд. На самом деле ни одна планета не обращается строго вокруг центра своей звезды - и планета, и звезда движутся вокруг общего центра масс. Этот центр масс - точка, где уравновешены гравитационные силы обоих объектов, и именно вокруг неё происходит вращение.
Если звезда намного массивнее планеты, то этот центр масс оказывается глубоко внутри самой звезды, но не в её геометрическом центре. Например, в случае Земли и Солнца общий центр масс расположен так близко к центру Солнца, что смещение почти незаметно. Однако если планета массивная, например Юпитер, то центр масс уже оказывается ближе к поверхности звезды, и её движение становится более заметным.
Это явление является основой методов астрометрии и радиальных скоростей, применяемых для обнаружения экзопланет. Астрометрия позволяет фиксировать небольшие колебания звезды относительно окружающих звёздного фона, вызванные её движением вокруг центра масс системы. Метод радиальных скоростей основан на измерении того, как движение звезды к нам и от нас изменяет длину волн её излучения из-за эффекта Доплера. Если звезда периодически смещается, её спектр то сдвигается в красную область, то в синюю, что указывает на наличие невидимого спутника - планеты.
Чем массивнее планета и чем дальше она находится от звезды, тем сильнее сдвигается центр масс от центра звезды, делая её колебания заметнее. Это объясняет, почему первыми экзопланетами, найденными методами радиальных скоростей, стали именно массивные газовые гиганты, расположенные относительно близко к своим звёздам. Маленькие и лёгкие планеты тоже вызывают движение звезды, но оно слабее и сложнее зафиксировать.
Радиальная скорость, или метод Доплера, представляет собой один из наиболее точных способов обнаружения экзопланет, основывающийся на изучении тончайших изменений в спектре звезды. Когда планета, невидимая глазу, притягивает свою звезду, та совершает крошечные колебания, незаметные в оптическом диапазоне, но оставляющие отчетливый след в спектральных линиях. Свет, испускаемый звездой, под воздействием гравитационного притяжения планеты смещается: если звезда движется в сторону наблюдателя, спектр сдвигается в синюю область, если удаляется - в красную. Эти колебания, фиксируемые чувствительными приборами, позволяют не только подтвердить наличие невидимого компаньона, но и определить его ключевые параметры.
Одним из главных достоинств метода становится его способность предоставлять сведения о массе экзопланеты, что делает его важнейшим инструментом в сочетании с другими методами, такими как транзитный. Кроме того, можно установить параметры орбиты, выясняя, насколько сильно планета влияет на движение светила. Однако эффективность данного подхода зависит от нескольких факторов: наилучшие результаты достигаются при изучении массивных планет, обращающихся близко к своей звезде. Именно такие объекты вызывают наибольшие колебания, что упрощает их обнаружение. В то же время маломассивные миры, особенно удаленные от звезды, оказывают гораздо более слабое воздействие, что делает их выявление сложной задачей.
Важно понимать, что малое количество обнаруженных экзопланет, сопоставимых по массе с Землёй, не означает их редкость во Вселенной. Суть заключается в том, что современные методы, включая радиальную скорость, лучше приспособлены для выявления массивных объектов, способных заметно воздействовать на движение звезды. Гравитационное влияние небольших планет слабее, а значит, спектральные изменения, которые они вызывают, оказываются менее выраженными и сложнее фиксируются приборами.
Подобная закономерность прослеживается и в других методах поиска. Например, транзитный метод, обнаруживающий планеты по падению яркости звезды при их прохождении на фоне её диска, тоже лучше выявляет крупные миры, создающие более ощутимое затмение. Это приводит к естественному смещению в наблюдениях: в первую очередь фиксируются гиганты, в то время как менее массивные объекты остаются вне пределов чувствительности приборов. Однако это не значит, что такие планеты встречаются реже - напротив, многочисленные модели формирования планетных систем указывают на высокую вероятность существования большого количества небольших миров, просто их сложнее заметить с нынешним уровнем технологий.
С развитием астрономии, совершенствованием инструментов и применением новых подходов чувствительность методов постепенно возрастает, позволяя обнаруживать всё более мелкие объекты. Это даёт основания полагать, что в будущем можно будет составить более точную картину распространённости планет разного размера и, возможно, прийти к выводу, что землеподобные миры гораздо многочисленнее, чем предполагалось ранее.
Доплеровский метод, несмотря на его высокую точность в определении массы и орбиты экзопланеты, имеет существенное ограничение, связанное с ориентацией планетной системы относительно наблюдателя. Поскольку метод основан на измерении колебаний звезды вдоль линии визирования - то есть её движения к нам и от нас - наибольшая эффективность достигается, когда орбита планеты ориентирована так, что значительная часть звёздного движения происходит именно в этом направлении. Если же эклиптика системы расположена почти перпендикулярно наблюдателю, то подавляющая часть движения звезды будет происходить в плоскости, которую невозможно зафиксировать с помощью эффекта Доплера, и сигнал станет слабым или вовсе незаметным.
Такое ограничение приводит к тому, что вероятность обнаружения экзопланет данным методом зависит не только от их массы и расстояния до звезды, но и от случайного фактора - угла наклона орбиты относительно Земли. В одних случаях движение светила окажется достаточно выраженным для уверенной регистрации, в других - его влияние будет минимальным, даже если планета действительно существует. Это создаёт систематический эффект отбора, приводя к тому, что данные о распределении экзопланет могут искажаться, поскольку значительная часть планетных систем остаётся вне зоны чувствительности метода.
Компенсировать этот недостаток позволяют другие способы обнаружения, такие как транзитный метод, который эффективен в ситуациях, когда плоскость орбиты проходит через наблюдателя, и гравитационное микролинзирование, не зависящее от ориентации системы. Однако, несмотря на свои ограничения, метод радиальных скоростей остаётся одним из ключевых инструментов изучения экзопланет, особенно в сочетании с другими подходами, позволяя получать более полную картину планетных систем за пределами Солнечной системы.
Несмотря на то, что многие из распространённых методов обнаружения экзопланет зависят от ориентации орбиты, астрометрия выделяется среди них своей наименьшей зависимостью от угла наклона. Этот подход основан не на спектральных изменениях, а на измерении крошечных колебаний положения звезды на небесной сфере, вызванных гравитационным воздействием планеты. В отличие от метода Доплера, который фиксирует лишь движение вдоль луча зрения, астрометрия позволяет наблюдать движение в плоскости неба, что делает её значительно менее чувствительной к ориентации планетной системы.
Наибольший потенциал астрометрии заключается в том, что она может одинаково эффективно обнаруживать планеты, чьи орбиты имеют широкий диапазон наклонов. Даже если система расположена так, что метод радиальных скоростей даёт слабый сигнал, астрометрическое смещение звезды остаётся измеримым. Это делает данный метод одним из наиболее универсальных, хотя на протяжении долгого времени его точность оставалась недостаточной для регистрации маломассивных объектов. Только с развитием сверхточных измерительных приборов, таких как телескоп Gaia, появилась возможность регистрировать подобные отклонения с достаточной точностью.
Перспективность астрометрии особенно заметна при изучении дальних орбитальных систем, где другие методы теряют эффективность. Радиальная скорость лучше выявляет массивные планеты, обращающиеся близко к звезде, транзитный метод требует особой ориентации системы, а гравитационное микролинзирование, хотя и позволяет обнаруживать экзопланеты, не даёт детальной информации об их орбитах. В этом смысле астрометрия представляет собой наиболее универсальный инструмент, особенно в сочетании с другими методами, что делает её развитие одним из важнейших направлений в современной экзопланетологии.
Если бы наблюдения за Солнечной системой велись с расстояния Альфа Центавры с использованием методов астрометрии или радиальных скоростей, обнаружение Земли оказалось бы крайне сложной задачей, хотя Юпитер и другие массивные планеты выдали бы себя намного легче.
Метод радиальных скоростей, применяемый для изучения движения Солнца, испытывал бы серьёзные трудности в выявлении Земли. Дело в том, что наша планета оказывает лишь незначительное гравитационное воздействие на Солнце: скорость движения светила под её влиянием составляет всего около 9 сантиметров в секунду. Современные приборы на Земле уже приближаются к порогу чувствительности, позволяющему фиксировать такие малые колебания, но даже если бы у гипотетических наблюдателей на Альфа Центавре были аналогичные технологии, задача оставалась бы крайне сложной. Для сравнения, Юпитер, будучи в 318 раз массивнее Земли, вызывает колебания Солнца с амплитудой порядка 12 метров в секунду - на несколько порядков больше, что делает его гораздо более заметным кандидатом.
Астрометрический метод в этом случае оказался бы более перспективным, так как не зависит от ориентации орбиты. Однако здесь тоже возникают серьёзные трудности. Земля вызывает отклонения положения Солнца на небе не более чем на 0,3 микросекунды дуги. Это в сотни раз меньше, чем текущее разрешение миссии Gaia, которая измеряет положения звёзд с точностью около 10 микросекунд дуги. Даже если бы в распоряжении инопланетных астрономов был инструмент на порядок точнее Gaia, Землю всё равно было бы крайне сложно обнаружить.
Таким образом, если бы в системе Альфа Центавры велись поиски экзопланет вокруг Солнца с помощью существующих астрономических методов, первыми были бы замечены Юпитер и, возможно, Сатурн. Земля же осталась бы вне пределов обнаружения до появления инструментов с ещё более высокой чувствительностью, либо до использования других методов, таких как прямое изображение с помощью передовых телескопов.
И это при том, что Альфа Центавра - ближайшая к нам звёздная система. Такой факт подчёркивает, насколько ограничены современные методы в поиске экзопланет земного типа, ведь если даже Землю трудно обнаружить с такого небольшого по космическим меркам расстояния, то насколько сложнее выявлять подобные миры у далёких звёзд. Между тем именно такие планеты представляют наибольший интерес: они потенциально могут обладать условиями, пригодными для жизни, что делает их приоритетной целью исследований.
Однако важно отметить, что, несмотря на нынешние трудности, пока не достигнут физический предел точности во многих методах. Радиальные скорости продолжают совершенствоваться, и уже существуют проекты, направленные на повышение чувствительности до уровня обнаружения колебаний звезды с амплитудой менее 10 сантиметров в секунду, что позволит регистрировать землеподобные планеты в зонах обитаемости некоторых ближайших звёзд. Астрометрия, хотя пока и недостаточно точна для выявления маломассивных экзопланет, с будущими инструментами сможет фиксировать ещё более мелкие отклонения в положении звезды.
Другие методы также находятся в стадии активного развития. Прямые наблюдения, которые сегодня позволяют различать лишь гигантские экзопланеты, со временем могут стать достаточно точными, чтобы фиксировать свет от небольших каменистых миров. Развитие космических телескопов с мощными коронографами и звёздными тенями (старшэйдами) даст возможность напрямую изучать атмосферу экзопланет, выявляя в ней биомаркеры.
Сегодняшние ограничения - лишь этап в развитии астрономии. Несмотря на то, что на данный момент обнаружение экзопланет, подобных Земле, остаётся чрезвычайно сложной задачей, нет оснований полагать, что это останется нерешаемой проблемой в будущем. По мере совершенствования инструментов и методов открытие множества подобных миров, вероятно, станет лишь вопросом времени.
Для применения метода радиальных скоростей (или метода Доплера) используются высокоточные спектрографы, способные фиксировать мельчайшие изменения в спектральных линиях звезды. Основной принцип работы заключается в регистрации смещений спектра из-за эффекта Доплера: если звезда движется к наблюдателю, её свет немного сдвигается в синюю область спектра, если удаляется - в красную. Современные приборы достигают невероятной точности, позволяя измерять изменения скорости звезды с точностью до нескольких десятков сантиметров в секунду.
Ключевым элементом системы является высокостабильный спектрограф, установленный на крупном телескопе. Среди наиболее известных инструментов, применяемых для этого метода, можно выделить HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), установленный на 3,6-метровом телескопе в Чили, ESPRESSO, работающий на Очень Большом Телескопе (VLT), и HIRES на телескопе Кека. Эти устройства анализируют спектр звезды, регистрируя изменения в положении спектральных линий, вызванные движением светила под воздействием гравитации экзопланеты.
Чтобы достичь высокой точности, спектрограф должен быть не только чувствительным, но и предельно стабильным. Для этого применяются системы термостабилизации, удерживающие температуру прибора с точностью до тысячных долей градуса, что предотвращает тепловые расширения, способные исказить измерения. В качестве опорного источника для калибровки часто используется либо иодная ячейка, создающая эталонные линии, либо лазерные гребенки, генерирующие точную и стабильную шкалу частот.
Сам процесс измерений заключается в многократном наблюдении звезды в течение длительного времени. Собираемые спектры анализируются на предмет периодических изменений, которые соответствуют колебаниям звезды под влиянием планеты. Частота и амплитуда этих колебаний позволяют определить массу экзопланеты и её орбитальные характеристики, хотя наклон орбиты остаётся неизвестным, что создаёт неопределённость в точном значении массы.
Благодаря постоянному совершенствованию технологии метод Доплера продолжает оставаться одним из ведущих способов обнаружения экзопланет. Особенно перспективным направлением является дальнейшее повышение точности, что в будущем позволит находить планеты с массами, сопоставимыми с Землёй, даже у относительно далёких звёзд.
При использовании метода радиальных скоростей важно отделить периодические колебания звезды, вызванные присутствием экзопланеты, от её собственного движения в пространстве. Звёзды не стоят на месте: каждая из них движется относительно Солнца с определённой скоростью, причём это движение включает как поступательный компонент (собственное движение), так и возможные дополнительные эффекты, например, колебания, вызванные звёздными компаньонами или внутренними процессами.
Собственное движение звезды включает её пространственную скорость, состоящую из трёх компонентов: радиальной скорости (вдоль луча зрения), поперечной скорости (перпендикулярно лучу зрения) и скорости, обусловленной движением Солнечной системы. Метод Доплера фиксирует только радиальную составляющую, но при этом требуется учитывать, что звезда может иметь значительную постоянную скорость по отношению к нам, которая не связана с присутствием планет.
Чтобы отделить этот фоновый эффект от слабых изменений, вызванных экзопланетами, вначале определяется средняя радиальная скорость звезды - то есть её движение относительно Солнца без временных изменений. Это делается путём измерения её спектра и сравнения с эталонными спектрами лабораторных источников. Даже если звезда движется к нам или от нас с большой скоростью, это создаёт лишь постоянное смещение всех спектральных линий, но не даёт периодического сигнала, который указывал бы на присутствие планеты.
После устранения постоянного доплеровского смещения начинают искать периодические изменения, соответствующие колебаниям, вызванным орбитальным движением светила под воздействием экзопланеты. Для этого проводят многократные наблюдения в течение недель, месяцев или даже лет, анализируя небольшие вариации радиальной скорости.
Дополнительно учитываются возможные астрономические и инструментальные ошибки. Например, солнечная активность может влиять на измерения, так как пятна и факельные области на поверхности звезды способны изменять форму её спектральных линий, создавая ложные сигналы. Такие эффекты минимизируются с помощью статистического анализа и сравнительных наблюдений за аналогичными звёздами.
Метод радиальных скоростей, основанный на эффекте Доплера, стал одним из первых и наиболее успешных инструментов в поиске экзопланет. С момента своего активного применения в 1990-х годах он позволил открыть сотни миров, многие из которых затем были подтверждены другими методами, такими как транзитный или прямое изображение.
Один из самых знаковых успехов метода - открытие 51 Пегаса b, первой экзопланеты, обнаруженной у звезды, похожей на Солнце. В 1995 году Мишель Майор и Дидье Кело с помощью высокоточного спектрографа на обсерватории в Южной Франции зафиксировали периодические колебания радиальной скорости звезды 51 Пегаса. Эти изменения указывали на присутствие массивной планеты, совершавшей полный оборот вокруг светила всего за 4,2 дня. Это было удивительным открытием, так как планета оказалась "горячим юпитером" - газовым гигантом, находящимся чрезвычайно близко к своей звезде, что противоречило традиционным представлениям о формировании планетных систем. Позже 51 Пегаса b была подтверждена транзитным методом, что окончательно закрепило статус радиальных скоростей как надёжного инструмента поиска экзопланет.
Другим важным достижением стало открытие планетной системы у Глизе 581. Этот красный карлик, расположенный в 20 световых годах от Земли, оказался домом для нескольких экзопланет, среди которых особое внимание привлекла Глизе 581c - один из первых кандидатов на наличие условий, потенциально пригодных для жизни. Хотя позже оценки её обитаемости изменились, само открытие показало, что радиальный метод способен выявлять не только газовые гиганты, но и более компактные каменистые планеты.
Метод также сыграл ключевую роль в изучении системы HD 209458, где впервые была подтверждена экзопланета сразу двумя независимыми способами. Сначала колебания звезды, зафиксированные спектрографом, указали на наличие массивного объекта, а затем транзитный метод подтвердил это открытие, когда астрономы заметили регулярные падения яркости звезды при прохождении планеты по её диску. Это позволило не только измерить массу, но и определить размер планеты, впервые предоставив полные характеристики экзопланетного объекта.
Одним из наиболее интересных недавних открытий стало обнаружение Проксима Центавра b, экзопланеты, вращающейся вокруг ближайшей к нам звезды. В 2016 году команда астрономов, используя спектрограф HARPS, выявила небольшие, но стабильные изменения радиальной скорости Проксимы Центавры, соответствующие планете с массой, близкой к земной, находящейся в зоне обитаемости. Позже это открытие было подтверждено дополнительными наблюдениями, включая уточнение орбитальных параметров и возможных характеристик атмосферы.
Эти примеры демонстрируют, что метод Доплера остаётся одним из самых надёжных способов поиска экзопланет, особенно в сочетании с другими методами. Он не только позволяет выявлять новые миры, но и помогает уточнять их параметры, что делает его ключевым инструментом в современной экзопланетологии.
Причём метод радиальных скоростей менее чувствителен к расстоянию, чем астрометрия, что делает его особенно ценным инструментом для поиска экзопланет даже у далёких звёзд. В то время как астрометрия требует невероятной точности в измерении микроскопических смещений звезды на небесной сфере, радиальный метод анализирует изменения спектра, которые можно фиксировать даже на значительных дистанциях, если оборудование обладает достаточной чувствительностью.
Основное ограничение астрометрии связано с тем, что угловые отклонения звезды под действием планеты становятся всё меньше с увеличением расстояния. Например, если землеподобная планета вызывает отклонение в положении своей звезды на 0,3 микросекунды дуги, то на расстоянии нескольких десятков световых лет это отклонение становится практически незаметным даже для самых мощных телескопов. Радиальная же скорость не измеряет положение звезды, а фиксирует смещения спектральных линий, которые не зависят от углового размера системы на небе, а лишь от амплитуды движения звезды вдоль луча зрения.
Благодаря этому методу удалось обнаружить экзопланеты у звёзд, находящихся в сотнях световых лет от нас. Например, объекты, найденные в системах 47 Большой Медведицы и Тау Кита, располагаются на расстоянии более 40 световых лет, но их присутствие было уверенно зафиксировано именно по периодическим изменениям спектра звёзд. Даже для относительно далёких объектов, таких как планеты у гигантских звёзд или систем, расположенных в других частях нашей галактики, метод радиальных скоростей остаётся рабочим инструментом, хотя для поиска планет на ещё больших расстояниях всё же эффективнее другие методы, например, гравитационное микролинзирование.
Глава четвертая. Гравитационное микролинзирование
Основан на одной из самых удивительных идей теории Эйнштейна метод Гравитационного микро-линзирования. Считается, что гравитация не просто притягивает объекты, а искривляет само пространство-время. В этой концепции массивные тела, такие как звёзды и планеты, деформируют окружающее пространство, заставляя свет двигаться не по прямой, а по изогнутым траекториям.
Представим, что свет от далёкой звезды движется по направлению к наблюдателю, но на его пути оказывается другая звезда - та, которая ближе к нам. Если бы пространство было абсолютно плоским, свет прошёл бы мимо этой звезды по прямой линии. Но из-за того, что массивный объект искривляет пространство вокруг себя, световые лучи огибают его, словно вода, текущая вокруг камня в реке.
Когда такое искривление происходит, лучи, которые в обычных условиях разошлись бы в разные стороны, могут собраться и прийти к наблюдателю так, будто они исходят от более яркого источника. Это похоже на эффект увеличительного стекла: линза собирает свет и делает объект более крупным и ярким. Только в случае гравитационного микролинзирования роль линзы выполняет массивное небесное тело.
Если в системе, помимо звезды, присутствует планета, она вносит дополнительные возмущения в кривую блеска. Планета - это небольшая дополнительная "вмятина" в пространстве-времени, которая создаёт второй, более слабый гравитационный эффект. Если свет проходит рядом с ней, можно наблюдать небольшие скачки яркости, которые указывают на её существование.
Такое явление происходит случайно, когда звезда-линза оказывается на одной линии с далёкой звездой-фоном. Как только они смещаются, эффект исчезает, и наблюдать его снова для той же системы уже невозможно. Именно поэтому гравитационное микролинзирование помогает находить экзопланеты, но не позволяет их детально изучать после обнаружения.
Гравитационное микролинзирование представляет собой метод обнаружения экзопланет, основанный на эффекте искривления света под воздействием гравитационного поля массивных объектов. Когда свет от далёкой звезды проходит мимо массивного тела, будь то другая звезда или планета, он отклоняется, создавая своеобразную линзу, способную временно увеличить яркость удалённого источника. Это явление позволяет зафиксировать наличие планеты, даже если она сама остаётся невидимой для обычных методов наблюдения.
Основной признак микролинзирования заключается в характерном изменении светимости звезды-фона. Если на пути светового луча оказывается одиночная звезда, её яркость возрастает и затем плавно снижается, формируя симметричную кривую блеска. Однако если в системе присутствует планета, она вносит дополнительные отклонения в эту кривую, создавая дополнительные пики или аномалии в изменении светимости. Эти особенности позволяют учёным определить не только сам факт существования планеты, но и её массу, а также удалённость от главной звезды.
Главным преимуществом метода является возможность обнаруживать планеты, находящиеся на значительных расстояниях от Земли, включая объекты, расположенные в центрах галактик или даже в межгалактическом пространстве. Этот подход не требует наличия яркого источника света от самой планеты или её звезды и способен выявлять небесные тела, которые иначе остались бы скрыты от взора астрономов.
Однако у гравитационного микролинзирования есть и серьёзные ограничения. Природа этого явления делает каждое подобное событие уникальным и невоспроизводимым. Если световой луч прошёл через определённую планетарную систему и создал временное усиление яркости, то повторить наблюдение для той же системы практически невозможно. Это усложняет детальное изучение обнаруженных экзопланет и не позволяет собирать дополнительные данные о них после завершения события. Именно поэтому метод широко используется для статистического анализа и поиска новых миров, но остаётся малоэффективным для дальнейшего исследования конкретных планетных систем.
В гравитационном микролинзировании псевдопозитивные результаты могут возникать по разным причинам, приводя к ошибочной интерпретации данных. Одной из распространённых причин является естественная вариабельность звёзд. Некоторые звёзды изменяют свою яркость со временем из-за процессов, происходящих внутри них, таких как пульсации или вспышки активности. Если такая звезда случайно изменит свою светимость в тот момент, когда проходит наблюдение, это может быть ошибочно принято за эффект микролинзирования.
Другой возможный источник ложных сигналов связан с влиянием нескольких объектов в одной области неба. В плотных звёздных полях, например в галактическом центре, звёзды могут находиться очень близко друг к другу с точки зрения наблюдателя, и их свет может смешиваться. Если одна из них изменяет яркость по независимым причинам, это может создать ложное впечатление микролинзирования.
Также ошибки могут возникать из-за наличия межзвёздной пыли или облаков газа, которые могут временно рассеивать или усиливать свет от далёких источников. Это особенно актуально для наблюдений в плотных и пыльных областях галактики, где свет далёких звёзд проходит через неоднородную среду.
Технические ошибки при обработке данных тоже могут привести к ложным сигналам. Небольшие колебания в калибровке телескопа, атмосферные возмущения или артефакты детектора могут исказить измерения, создавая эффект, напоминающий микролинзирование.
Наконец, некоторые случаи могут быть связаны не с планетами, а с другими астрономическими объектами, такими как двойные звёздные системы или коричневые карлики. Если невидимый спутник звезды-линзы вызывает похожие возмущения в кривой блеска, его можно по ошибке принять за планету. Именно поэтому подтверждение результатов требует тщательного анализа и, по возможности, независимых наблюдений с разных инструментов.
Гравитационное микролинзирование позволило обнаружить множество экзопланет, включая те, которые сложно выявить другими методами. Этот подход особенно полезен для поиска планет, находящихся далеко от своих звёзд, а также для исследования свободно дрейфующих объектов, не привязанных к конкретной звёздной системе.
Среди наиболее значимых находок можно выделить планеты с массами, сравнимыми с Землёй, находящиеся на орбитах, напоминающих расположение планет в Солнечной системе. Например, были обнаружены системы, в которых планеты располагаются на расстояниях, аналогичных орбитам Юпитера или Сатурна, что подтверждает гипотезу о том, что архитектура других планетных систем может напоминать нашу.
Благодаря микролинзированию удалось выявить несколько случаев существования так называемых "сиротских" планет - объектов, которые не вращаются вокруг звёзд, а свободно перемещаются в космосе. Это стало важным подтверждением теории о том, что во Вселенной могут существовать миллиарды подобных блуждающих планет, выброшенных из своих систем в ходе динамических взаимодействий.
Метод также позволил обнаружить планеты в крайне удалённых частях Галактики, включая объекты, расположенные ближе к её центру. Это дало возможность исследовать распространённость планет в разных областях звёздного скопления и подтвердить, что планеты формируются не только вблизи Солнца, но и в условиях плотных галактических сред.
Кроме экзопланет, гравитационное микролинзирование дало учёным возможность изучать тёмные объекты, такие как коричневые карлики - небесные тела, находящиеся между планетами и звёздами по своим характеристикам. Было найдено множество таких объектов, что помогло лучше понять механизмы формирования звёзд и планет.
Этот метод также используется для исследования тёмной материи. Хотя он изначально был разработан для поиска планет, его применяют для изучения массивных, но невидимых объектов, таких как чёрные дыры или массивные компактные объекты, которые могут вносить свой вклад в общую массу Галактики.
С помощью метода гравитационного микролинзирования удалось обнаружить множество необычных объектов, среди которых экзопланеты, свободно дрейфующие тела, коричневые карлики и даже кандидаты в чёрные дыры. Одной из первых подтверждённых экзопланет, найденных этим способом, стал газовый гигант, схожий по массе с Юпитером и находящийся на орбите, напоминающей положение крупнейшей планеты Солнечной системы. Впоследствии был выявлен ещё один объект, оказавшийся одной из первых обнаруженных суперземель. Расположенная на расстоянии около 20 000 световых лет от Земли, эта планета по массе превосходит Землю примерно в пять раз и обращается вокруг своей звезды на широкой орбите.
Дальнейшие исследования привели к открытию ещё одной планеты, обладающей массой, сравнимой с земной, но находящейся у слабой звезды, что подтвердило возможность существования небольших миров даже вокруг тусклых красных карликов. Однако наибольший интерес вызвали объекты, не привязанные к звёздным системам. Так, в 2021 году было объявлено об обнаружении множества свободно дрейфующих планет, включая одну, предположительно обладающую массой Земли и движущуюся в межзвёздном пространстве без привязанности к какой-либо звезде.
Кроме планет, были найдены коричневые карлики - небесные тела, слишком массивные для того, чтобы считаться планетами, но недостаточно тяжёлые для того, чтобы в их недрах начались термоядерные реакции. Один из подобных объектов был выявлен в составе двойной системы, что позволило лучше изучить процессы формирования подобных звёздоподобных тел.
Метод микролинзирования оказался полезным и в поисках массивных, невидимых объектов. В 2022 году на основании собранных данных учёные объявили о возможном обнаружении одиночной чёрной дыры, расположенной на расстоянии около 5 000 световых лет. Если этот объект действительно окажется чёрной дырой, он станет первым подтверждённым изолированным представителем своего рода, найденным этим методом. Всё это подтверждает, что гравитационное микролинзирование позволяет не только выявлять планеты за пределами Солнечной системы, но и проливать свет на природу тёмных и слабо излучающих объектов в Галактике.
Для наблюдений гравитационного микролинзирования используются мощные наземные телескопы, оснащённые чувствительными камерами, способными фиксировать слабые изменения светимости звёзд. Основными инструментами являются телескопы, работающие в оптическом и инфракрасном диапазонах, поскольку именно эти длины волн позволяют наиболее точно отслеживать кривые блеска удалённых объектов. Среди наиболее известных обсерваторий, участвующих в таких исследованиях, можно выделить телескопы проектов OGLE и MOA, расположенные в Чили и Новой Зеландии соответственно. Они проводят регулярные обзорные наблюдения, сканируя густонаселённые звёздами области, такие как галактический центр, где вероятность возникновения эффектов микролинзирования особенно высока.
Принцип работы заключается в том, что телескопы делают последовательные снимки одного и того же участка неба, анализируя изменение яркости звёзд с течением времени. Если происходит событие микролинзирования, свет далёкой звезды начинает усиливаться, достигает максимума, а затем постепенно ослабевает, создавая характерную симметричную кривую. Дополнительные возмущения на этой кривой могут указывать на наличие экзопланеты или другого объекта, внесшего свой вклад в гравитационное поле линзы.
Однако у используемого оборудования есть свои ограничения. Главной проблемой является необходимость постоянного мониторинга обширных участков неба, поскольку события микролинзирования происходят случайно и предсказать их заранее невозможно. Это требует больших вычислительных ресурсов и автоматизированных алгоритмов обработки данных, которые помогают оперативно выявлять потенциальные события. Кроме того, так как метод основан на регистрации временных изменений, любое атмосферное или техническое вмешательство, например, облачность, механические сбои или несовершенство детекторов, может привести к потере важных данных.
Ещё одной сложностью является ограничение по разрешению. Хотя телескопы способны фиксировать изменения яркости, они не могут напрямую различить отдельные компоненты системы, особенно если линзирующий объект находится очень далеко. Это приводит к неопределённости в оценке массы обнаруженных объектов, так как иногда трудно сказать, является ли гравитационная линза одиночной звездой, двойной системой или даже компактным тёмным объектом, таким как чёрная дыра.
Наконец, одной из главных проблем является то, что событие может произойти в тот момент, когда наблюдения не проводятся в этом участке неба. Если телескопы не смотрят в нужную область в нужное время, событие микролинзирования остаётся незамеченным, и шанс обнаружить экзопланету или другой интересный объект оказывается упущенным. Это особенно актуально, поскольку каждое такое событие уникально и не повторяется для той же системы. Именно поэтому астрономы стараются максимально часто наблюдать регионы с высокой плотностью звёзд, но даже при этом неизбежно остаются неучтённые случаи.
Глава пятая. Транзитный метод
Кажется, что солнечное затмение случается внезапно, хотя его путь предсказан задолго до того, как тень начнёт скользить по поверхности Земли. День, ещё мгновение назад залитый ослепительным светом, замирает в тревожной тишине. Воздух становится прохладнее, птицы сбиваются с ритма, переставая петь, а на горизонте возникает призрачный отсвет, словно закат окружил всё небо со всех сторон. Затем, когда последний луч исчезает за чёрным кругом Луны, мир погружается в странную, неземную тьму. Из этого мрака вспыхивает солнечная корона - призрачное, серебристое сияние, дрожащее на границе пустоты. Всё вокруг застывает, как будто время замерло, позволяя прикоснуться к вечности.
Но это мимолётное чудо - лишь напоминание о великих небесных ритмах, что правят не только нашей планетой, но и бесчисленными мирами за её пределами. Подобные события происходят и среди далёких звёзд, когда планеты пересекают их светила, оставляя в их блеске едва заметные тени. Именно так, благодаря подобию между земным затмением и движением далеких миров, люди однажды узнали, что Венера, медленно и неумолимо, проходит по диску Солнца, оставляя крошечную, но неоспоримую отметину на его сияющем лике.
Такое зрелище - редкость, случающаяся дважды за столетие с интервалом в восемь лет, прежде чем на долгие сто с лишним лет Венера вновь исчезает с этого пути. Великие умы прошлого знали цену этим мгновениям. В 1761 году, когда учёные разных стран готовились к наблюдению транзита, корабли отправлялись в дальние плавания, чтобы зафиксировать точные моменты начала и конца прохождения планеты. Среди них был знаменитый Джеймс Кук, чей маршрут пролегал к далёкому острову Таити, где в тропической тишине он вместе со своей командой всматривался в небосвод, ловя мгновения, которые могли помочь разгадать истинные размеры Солнечной системы.
Наблюдатели следили за Венерой, будто за маленьким чёрным жемчужным зерном, медленно скользящим по огненному диску. Малейшее отклонение, незначительная ошибка могли привести к потере драгоценной информации, и потому каждая секунда была бесценна. Те, кто вглядывался в Солнце через затемнённые стёкла, знали: перед ними не просто небесное явление, но ключ к пониманию Вселенной.
Транзит Венеры, подобно солнечному затмению, заставляет ощутить, насколько хрупки границы времени. Он напоминает о том, что миры движутся в согласии с точными законами, но дают возможность лишь на краткий миг увидеть их взаимодействие. И этот миг - дар, ради которого люди преодолевали океаны, ждали десятилетиями и устремляли взгляд в небо, словно в поисках ответа, спрятанного за светом звезды.
Солнечное затмение - это явление, при котором Луна оказывается между Землёй и Солнцем, на некоторое время полностью или частично закрывая солнечный диск. В моменты полного затмения дневное небо темнеет, звёзды становятся видимыми, а вокруг тёмного силуэта Луны проступает сияющая корона - внешняя атмосфера Солнца, обычно скрытая ослепительным светом звезды. Это редкое зрелище подчиняется строгим законам небесной механики: поскольку орбита Луны слегка наклонена относительно эклиптики, затмения происходят не при каждом новолунии, а лишь тогда, когда три тела выстраиваются в одну линию.
Подобное явление в масштабах Вселенной является частным случаем более общего астрономического принципа, который лежит в основе транзитного метода обнаружения экзопланет. Так же, как Луна при солнечном затмении блокирует часть света Солнца, далекие планеты, проходя перед своими звёздами, вызывают кратковременное снижение их яркости. В отличие от затмения, когда диск Луны может полностью закрыть Солнце, экзопланеты, даже самые крупные, обычно затеняют лишь незначительную часть светила. Однако эти изменения достаточно заметны для чувствительных телескопов, фиксирующих малейшие колебания блеска звезды.
Подобно тому, как во время солнечного затмения можно наблюдать корону Солнца, анализируя её спектральный состав, транзитный метод позволяет изучать атмосферу далёких планет. Когда звёздный свет проходит сквозь газовую оболочку экзопланеты, он изменяет свой спектр, позволяя астрономам выявлять химические элементы, присутствующие в атмосфере. Этот принцип делает транзиты не только инструментом для поиска экзопланет, но и методом, с помощью которого можно оценить вероятность наличия на них условий, подходящих для жизни.