Планет какого типа во Вселенной больше всего?

Как художник видит экзопланету Проксима b. Считается, что она недружелюбна для жизни из-за того, что не имеет атмосферы из-за свойств родительской звезды. Это, как говорят астрономы, «глазеющий» мир – одна сторона планеты постоянно смотрит на звезду, и жарится в её свете, а другая замерзает. Возможно, именно таких планет больше всего во Вселенной.

В астрономии есть один популярный миф о том, что Солнце – это типичная звезда. Если речь о том, что Солнце ничем особенным не выделяется – то да, так и есть. Оно состоит из тех же ингредиентов, что и остальные звёзды. Это 70% водорода, 28% гелия, 1-2% других элементов. Энергию оно получает из ядерного синтеза, происходящего в ядре. В каком-то смысле, это «типичная» звезда, входящая в подавляющее большинство из примерно 10²⁴ звёзд, содержащихся в границах наблюдаемой Вселенной.

Однако на самом деле Солнце ярче и массивнее, а продолжительность его жизни короче, чем у 95% звёзд Вселенной. Если выбрать любую случайную звезду, то с вероятностью 80% это будет красный карлик – он будет меньше, холоднее, тусклее и меньше по массе, чем наше Солнце. Большинство звёзд не такие, как наше Солнце.

А что насчёт планет? Если брать в расчёт только те, что мы обнаружили на сегодняшний день – а это уже более 4000 – можно заключить, что чаще всего встречаются планеты чуть больше Земли. Однако это, скорее всего, не так. Если не быть осторожными, Вселенная с лёгкостью может нас обмануть – однако у нас есть достаточно информации, чтобы этого избежать. И вот откуда мы знаем о том, какого типа планет во Вселенной больше всего.


Идеальной экзопланетой для внеземной жизни будет планета, похожая на Землю по размеру, массе и расстоянию до звезды, тоже похожей на Солнце. Нам ещё предстоит найти такой мир, поскольку наши возможности сильно ограничены. Однако мы уже сегодня можем быть уверены в том, что наиболее распространённый тип планет из известных нам сейчас не совпадает с наиболее распространённым типом планет во всей Вселенной.

Когда мы только начинали изучать экзопланеты, первые планеты, найденные вне нашей Солнечной системы, не были похожи ни на что, виденное нами ранее. Первую партию таких планет нашли в 1990-е. Это были исключительно крупные и массивные планеты, огромные даже по сравнению с Юпитером – самой массивной планетой нашей Солнечной системы. Кроме того, они не были расположены так далеко от своей звезды, как наши газовые гиганты – они находились чрезвычайно близко, и на полный оборот вокруг звезды у них уходило всего несколько дней. Первые из найденных планет, подобных этим, совершали полный оборот даже быстрее Меркурия, самой внутренней из наших планет.

Принадлежали ли эти т.н. «горячие Юпитеры» к самому распространённому типу планет? Вовсе нет. Но в них было нечто особенное: именно к таким планетам были приспособлены наши первые методы их обнаружения. Самую первую из успешных техник обнаружения планет вне Солнечной системы мы назвали методом «звёздного дрожания»: поскольку звезда гравитационно притягивает вращающуюся вокруг неё планету, планета в свою очередь притягивает её, с равной и противоположно направленной силой. На самом деле планеты не двигаются по эллипсу вокруг своих родительских звёзд: оба члена системы планета-звезда вращаются вокруг общего центра масс.


Метод радиальной скорости, он же метод звёздного дрожания для поиска экзопланет основан на измерении движения родительской звезды под гравитационным воздействием вращающихся вокруг неё планет. Поскольку планета со звездой вращаются вокруг общего центра масс, звезда не стоит на месте, а «дрожит». Периодические красные и синие смещения света звезды дают возможность подсчитать массу и период обращения экзопланеты.

Эти звёзды слишком далеко, и двигаются слишком мало в поперечном направлении (из стороны в сторону), чтобы мы могли обнаружить это движение. Но движение в радиальном направлении, вдоль линии взгляда, засечь можно. Свойства исходящего от звезды света зависят от её движения.

Когда звезда движется к нам, длина волны её света сдвигается к более высоким частотам, коротким значениям длины волны, высоким энергиям и синим цветам. Когда звезда движется от нас, длина волны её света сдвигается к более низким частотам, длинным значениям длины волны, низким энергиям и красным цветам.

Если в течение длительного времени наблюдать за звездой, вокруг которой вращается массивная планета-компаньон, то периодически будет видно, как звезда то движется в вашу сторону, то от вас, потом снова к вам, и т.д. Если планет у неё несколько, то будут накладывается несколько сигналов. Первоначальный термин, «звёздное дрожание», уже вышел из моды, и теперь мы называем это методом «радиальной скорости». Мы стали находить планеты, только когда наши спектроскопические возможности стали достаточно точны. Мы разделяем свет на волны разных длин, чтобы искать определённые элементы, а также особенности поглощения и испускания.


Спектр эшелле (ступенчатая решётка) – так свет отображался на спектрографе Гамильтона в 1990-е. Система позволяла измерять радиальную скорость с точностью до 15-20 м/с — гораздо точнее предыдущих методов. В то время благодаря этому прорыву было открыто несколько экзопланет, в т.ч. и горячих Юпитеров.

И это первый урок статистики. Мы находили эти «горячие Юпитеры» не потому, что это самый распространённый тип планет во Вселенной. Мы находили их потому, что планеты такого типа было легче всего обнаружить конкретным методом. При использовании метода радиальной скорости нужно задать себе вопрос – какого типа система даст наиболее видимый эффект? Оказывается, что в этом случае наибольшую роль играют три фактора.

1. Чем ближе планета к родительской звезде, тем сильнее эффект. Если непрерывно наблюдать за звездой в течение года, то планету, совершающую за это время 100 оборотов вокруг звезды, будет найти легче, чем планету, завершающую за год 2 оборота. А планета, период обращения которой больше, чем наш год, вообще не даст какого-либо значимого сигнала, который позволил бы её обнаружить.
2. Чем больше масса планеты по отношению к массе родительской звезды, тем сильнее эффект. У планеты в 100 раз более массивной сигнал, связанный с радиальной скоростью, будет в 100 раз сильнее.
3. Чем лучше наблюдатель, звезда и планета выровнены по линии, тем сильнее будет сигнал. Если мы смотрим на плоскость орбиты планеты прямо с ребра, то скорость движения звезды будет максимальной в момент, когда планета движется от нас, а звезда – на нас, и минимальной, когда планета движется на нас, а звезда – от нас. Если мы смотрим на орбиту ровно перпендикулярно её плоскости, сигнала вообще не будет.

Поэтому этот метод склоняется к обнаружению наиболее близко расположенных к звезде планет с большой массой и орбитой, расположенной к нам ребром. Неудивительно, что большая часть первых открытых планет оказалась «горячими Юпитерами».


Поле зрения первого поиска телескопа «Кеплер» на фоне Млечного Пути (жёлтый конус). Большую часть наблюдений «Кеплер» непрерывно наблюдал за одной и той же частью неба, изучая одновременно 100 000 звёзд. Во время транзита планеты по диску звезды «Кеплер» наблюдал периодическое затухание её света.

Конечно, современная экзопланетная революция началась, как только в работу включился телескоп «Кеплер» и начал собирать данные. Основным методом поиска планет вместо радиальной скорости сделали высокочувствительный транзитный метод. Некоторые из систем, орбиты планет которых расположены к нам ребром, оказываются так хорошо выровненными, что их планеты проходят прямо между нами и их звездой. В эти моменты они закрывают небольшой процент света звезды.

При идеальном расположении орбиты яркость звезды будет регулярно затухать, поскольку звезда обычно излучает относительно ровно, но при проходе более холодной планеты перед ней часть света будет блокироваться.

Схема работы Кеплера была гениальной: телескоп смотрел на то место неба, где расположено большое звёздное поле, простирающееся вдоль ближайшего утолщения спирального рукава Галактики. И в регионе размером в несколько тысяч световых лет он смог одновременно наблюдать за более чем 100 000 звёзд, отслеживая регулярные уменьшения и вариации яркости.


Хотя на сегодня известно более 4000 подтверждённых экзопланет (более половины из которых нашёл Кеплер), обнаружение похожей на Меркурий планеты, вращающейся вокруг звезды, похожей на наше Солнце, находится за пределами наших текущих технологий. С точки зрения Кеплера Меркурий был бы в 285 раз меньше Солнца, из-за чего его было бы заметить ещё труднее, чем с Земли – отсюда его видимый размер составляет 1/194 часть Солнца.

После того, как Кеплер сделал своё дело, мы увеличили свою коллекцию известных экзопланет с немногим более 100 до более чем 4000. Большую часть времени Кеплер наблюдал за одними и теми же 100 000 звёзд в течение трёх лет, и нашёл планеты размером как больше Юпитера, так и меньше Земли. На графике обнаруженных им планет видно, что пик обнаружений находится в том промежутке, который относится к т.н. «супер-Землям». Но чем больше мы узнаём об экзопланетах, тем вероятнее, что это на самом деле будут не супер-Земли, а мини-Нептуны – планеты с большим содержанием нестабильного газа.

Очень заманчиво заключить, что наиболее распространённым типом планет во Вселенной будет супер-Земля. Конечно, после того, как Кеплер выдал нам кандидатов на планеты, мы подтвердили их существование измерением радиальной скорости. Но поскольку Кеплер говорил нам, где когда и насколько точно нужно наблюдать за звездой, у нас есть возможность проверить всех обнаруженных им кандидатов. Из полученных данных можно было бы сделать вывод, что самым распространённым типом планет во Вселенной будет не «горячий Юпитер», а супер-Земли.


На графике: соотношение радиуса планет с яркостью звезды. Левее – яркие звёзды, правее – тусклые. Выше по графику – более крупные планеты. Оранжевый – кандидаты от Кеплера. Синий – планеты, обнаруженные транзитным методом с Земли.
Большая часть обнаруженных Кеплером планет оказывается больше Земли, и вращаются они вокруг более тусклых, чем наша, звёзд. Однако крупные планеты у тусклых звёзд встречаются редко.

Однако и этот вывод будет, скорее всего, неверным. Хотя он не подвержен связанной с радиальным методом ошибке, у миссии «Кеплер» в частности и транзитного метода в общем есть свои искажения, фундаментально ограничивающие его возможности. Представим, что мы издалека смотрим на Солнечную систему. Каковы шансы на то, что какая-либо планета будет так удачно ориентирована, что будет проходить непосредственно перед Солнцем? И какая конфигурация будет наиболее вероятной?

Первое искажение простое: чем ближе планета к звезде, тем вероятнее она будет проходить перед ней. У внутренних планет даже с сильно наклонённой орбитой всё равно может случиться проход по диску звезды – а чтобы по диску прошли внешние планеты, их орбита должна быть очень точно выровнена.


Орбиты планет Солнечной системы, вид сверху. Видно, как точно должна быть выровнена плоскость орбиты, чтобы планета прошла по диску звезды. В случае с Меркурием небольшой наклон всё равно позволит ему пройти по диску Солнца. Но чем дальше от звезды, тем точнее должно быть положение орбиты.

Для звезды размером с Солнце орбита планеты, размером с орбиту Меркурия, может отклоняться на 1,37° от идеального положения «вид с ребра», и Меркурий при этом всё равно может пройти по диску звезды с вероятностью в 0,76%. Орбита той же планеты, расположенной на расстоянии от звезды, сравнимом с расстоянием от Солнца до Земли, может отклоняться уже не более, чем на 0,53°, и шансы на её проход по диску равны 0,30%. На расстоянии, как от Солнца до Юпитера, отклонение падает до величины 0,101°, а вероятность прохода по диску составляет 0,056%. В случае с Нептуном это уже будет 0,0177° и 0,0098%.

Поэтому следует ожидать более частого обнаружения близко расположенных к звезде планет, а чем дальше планета от звезды, тем сложнее её будет найти. За трёхлетний период наблюдений подавляющее большинство обнаруженных планет будет вращаться по более близким орбитам, и двигаться по ним быстрее, чем планеты в нашей Солнечной системе.


Основной транзит экзопланеты по звезде KOI-64 (L) и уход планеты за родительскую звезду ®. Первый провал яркости позволяет определить транзит начерно, а дополнительная информация помогает учёным узнать различные свойства планеты, кроме радиуса и орбитального периода. Обратите внимание, что для обнаружения планеты требуется сигнал не слабее, чем 100 миллионных долей от базового показателя (ppm).

А ещё есть проблема физического размера. Планете нужно блокировать значительную часть света звезды, чтобы попасть в набор данных Кеплера. И тут возникает небольшой компромисс: планета меньшего размера, проходящая по диску своей звезды 30 раз, может блокировать только одну десятую часть света (что делает ее примерно в 3,2 раза меньше) по сравнению с планетой, которая проходит по диску звезды всего 3 раза.

Получается, у нас два искажения работает в паре: мы склонны обнаруживать планеты, расположенные ближе к родительским звёздам, потому что шансы на правильное расположение их орбиты по отношению к нам выше, а также планеты, размеры которых больше, в сравнении с их родительскими звёздами. Поэтому, разобрав данные от Кеплера, мы обнаружим, что у звёзд разного типа распределение планет будет разным.


Визуализация планет на орбите вокруг родительских звёзд, найденных нами на участке неба, за которым наблюдал телескоп Кеплер. Насколько нам известно, почти у всех звёзд есть планетарные системы. Однако ограниченные возможности Кеплера, TESS и других телескопов, наблюдающих за транзитом, гарантируют обнаружение планет, соотношение размера которых с размером их звёзд будет не ниже определённого значения.

К примеру, возможностей Кеплера будет недостаточно, чтобы найти планету размером с Землю на орбите звезды, размером с Солнце или более. У больших звёзд огромные диски – чтобы покрыть диск Солнца, потребуется 12 000 планет размером с Землю, а Кеплер не в состоянии обнаружить уменьшение яркости на 1/12 000 долю. У звёзд размером с Солнце мы можем найти только планеты больше, чем наша Земля – супер-Земли. На орбите гигантских звёзд мы можем найти только газовых гигантов.

Если мы захотим найти планеты размером с Землю или меньше – которые наверняка будут скалистыми и с небольшой атмосферой – нам нужно будет искать их на орбитах самых мелких звёзд – звёзд класса М, красных карликов. Вокруг таких звёзд обычно вращаются самые маленькие планеты, но поскольку они очень тусклые, нам будет сложно измерить изменения их яркости. Однако:

• Красные карлики – самые распространённые звёзды Вселенной. 80% звёзд – это красные карлики.
• Судя по всем измерениям, у большинства красных карликов планеты имеют размер, сравнимый с Землёй.
• Количество их планет соответствует количеству планет у других звёзд.
• Примерно у 6% всех красных карликов есть планеты размером с Землю, а радиус их орбит подходит для того, чтобы на поверхности этих планет была земная температура.

Сравнение системы TRAPPIST-1 и внутренних планет Солнечной системы, а также лун Юпитера. Хотя классификация этих планет может показаться бессистемной, между формированием и развитием всех этих небесных тел и их текущими физическими свойствами есть непреложная связь. Планетные системы красных карликов очень похожи на увеличенные аналоги Юпитера или Сатурна с их спутниками.

Важно понять, что большая часть того, что мы сегодня видим в телескопы, не эквивалентна большей части того, что существует во Вселенной. В любой науке, а особенно в астрономии, мы всегда склоняемся к тем явлениям, которые оптимизированы обнаруживать наши детекторы, инструменты и текущие возможности. Результаты, которые проще всего получить, не обязательно правильно отражают реальную картину.

Долгое время самым распространённым типом планет был «горячий Юпитер». Теперь вроде бы миры размером с Нептун встречаются чаще, а мини-Нептуны – ещё чаще. Мы не нашли миров размером с Землю и меньше её в достаточном количестве, однако это больше связано с ограничениями созданных нами телескопов, чем с чем-либо ещё. Экстраполируя наши знания, мы можем сказать, что самым типичным типом планет будут каменистые планеты размером с Землю или меньше, вращающиеся вокруг красных карликов. Получается, что и Солнце – не типичная звезда, и наша планета – не типичная планета. А до тех пор, пока мы не создадим подходящие для их поисков инструменты – такие, как находящаяся в разработке миссия LUVOIR – мы не сможем с точностью, соответствующей научным стандартам, проверить и подтвердить или опровергнуть наши подозрения.