Самое долгожданное открытие в астрономии состоялось 15 лет назад: в 1995 г. было доказано наличие планет у иных звезд, за пределами Солнечной системы. Надежду и даже уверенность в их существовании многие ученые и философы высказывали с древнейших времен. Впрочем, были и уверенные в обратном: например, великий Аристотель считал, что Земля уникальна, и других таких нет. Но даже те, кто верил во «множественность миров», понимали, что обнаружить планеты в окрестности ближайших звезд технически будет чрезвычайно сложно. До изобретения телескопа такая задача вообще не ставилась, а возможность существования иных планетных систем обсуждалась лишь умозрительно (тем больше поражает уверенность некоторых мыслителей в их существовании – вспомним Джордано Бруно!). Но и при наличии всё более и более совершенных телескопов астрономы еще не так давно рассматривали поиск иных планетных систем как неактуальное занятие, как задачу для далеких потомков.

Даже менее полувека назад ситуация все еще выглядела практически безнадежной. В начале 1960-х гг. астрономы обсуждали возможность обнаружения трех типов гипотетических объектов – черных дыр, нейтронных звезд и экзопланет. (Правда, из этих трех терминов два еще не были даже придуманы, но в существование самих объектов верили многие.) Что касается черных дыр, то возможность их обнаружения казалась за гранью разумного – ведь они, по определению, невидимы! А вот что думали астрофизики о нейтронных звездах: «Такой объект будет иметь диаметр порядка 30 км, и он будет быстро остывать. Надежда увидеть такой тусклый объект столь же мала, как и надежда увидеть планету, принадлежащую другой звезде. Иными словами – надежды нет» (Кип Торн. «Черные дыры и складки времени». М.: Физматлит, 2007, с. 299).

Как видим, обнаружение далеких планет, равно как и нейтронных звезд, казалось безнадежно трудным делом. Правда, очень скоро, в 1967 г., случайно удалось обнаружить быстровращающиеся замагниченные нейтронные звезды – радиопульсары. Но это был неожиданный «подарок» со стороны радиоастрономии, на который в начале 1960-х гг. никто не рассчитывал. Однако прошло всего 30 лет, и практически одновременно (1995–1996 гг.) были открыты одиночные остывающие нейтронные звезды и планеты у иных звезд! В некотором смысле прогноз оказался верным: открытие тех и других было одинаково трудным, но оно состоялось намного раньше, чем на это рассчитывали астрономы.

 

Многообразие планет

Любопытно, что тогда же, в 1996 г., был открыт еще один тип гипотетических объектов, занимающий промежуточное положение между звездами и планетами, – коричневые карлики, которые отличаются от планет-гигантов лишь тем, что на раннем этапе эволюции в их недрах протекает термоядерная реакция с участием редкого тяжелого изотопа водорода – дейтерия, не дающая, однако, существенного вклада в светимость карлика. И в те же годы были открыты многочисленные малые планеты на периферии Солнечной системы – в поясе Койпера. К 1995 г. стало ясно, что эта область населена множеством тел с характерными размерами в сотни и тысячи километров, причем некоторые из них больше Плутона и имеют собственные спутники. По своим массам объекты пояса Койпера заполнили промежуток между планетами и астероидами, а коричневые карлики – промежуток между планетами и звездами. В связи с этим потребовалось точно определить термин «планета».

Верхняя граница планетных масс, отделяющая их от коричневых карликов и в целом от звезд, была определена на основе их внутреннего источника энергии: сейчас считается общепринятым, что планета – это объект, в котором за всю его историю не происходят реакции ядерного синтеза. Как показывают расчеты, проделанные для тел нормального (то есть солнечного) химического состава, при формировании космических объектов с массой более 13 масс Юпитера (Mj) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия.

Рис. 6.1. Эволюция светимости маломассивных звезд, коричневых карликов и планет после этапа их гравитационного сжатия и разогрева.

Рис. 6.2. Эволюция светимости двух протозвезд, имеющих массы чуть больше и чуть меньше нижнего предела (0,07 М ® ), необходимого для протекания термоядерной реакции с участием легкого изотопа водорода (4Н → Не).

При меньших массах объектов ядерные реакции в их недрах не происходят, поэтому массу в 13 Mj считают максимальной массой планеты. Объекты с массами от 13 до 70 Mj называют коричневыми карликами, а еще более массивные – звездами: в них происходит термоядерное горение распространенного легкого изотопа водорода. Для справки: 1 Mj = 318 масс Земли (МE) = 0,001 массы Солнца (М©) = 2 · 1027 кг.

По своим внешним проявлениям коричневые карлики ближе к планетам, чем к звездам. В процессе формирования все эти тела сначала разогреваются в результате гравитационного сжатия, и их светимость быстро возрастает. Затем, после достижения гидростатического равновесия и остановки сжатия, их поверхность начинает охлаждаться, и светимость снижается. У звезд охлаждение надолго прекращается после начала термоядерных реакций и их выхода на стационарный режим. У коричневых карликов охлаждение лишь немного замедляется в период горения дейтерия. А у планет поверхность охлаждается монотонно. В результате как планеты, так и коричневые карлики практически остывают за сотни миллионов лет, а маломассивные звезды остаются горячими в тысячи раз дольше. Тем не менее по формальному признаку – наличию или отсутствию термоядерных реакций – планеты и коричневые карлики отделены друг от друга.

Нижняя граница планетных масс, отделяющая их от астероидов, также имеет физическое обоснование. Минимальной массой планеты считается та, при которой в недрах планеты давление силы тяжести еще превосходит прочность ее материала. Таким образом, в самом общем виде «планета» определяется как небесное тело, достаточно массивное для того, чтобы собственная гравитация придавала ему сфероидальную форму, но недостаточно массивное для того, чтобы в его недрах протекали термоядерные реакции. Этот диапазон масс простирается приблизительно от 1 % массы Луны до 13 масс Юпитера, т. е. от 7 1020 кг до 2 1028 кг.

Рис. 6.3. Количество экзопланет, обнаруженных или подтвержденных в указанном году методом лучевых скоростей и астрометрически. Данные на 14 октября 2010 г. из Каталога экзопланет «Interactive Extra-solar Planets Catalog», .

Однако само понятие «планета» по решению XXVI Генеральной ассамблеи MAC (2006 г.) распалось на несколько подтипов в связи с характером орбитального движения. Во-первых, если тело планетной массы обращается вокруг более крупного подобного тела, то его называют спутником (пример – Луна). Собственно «планета» (иногда говорят «классическая планета») определяется как объект Солнечной системы, достаточно массивный, чтобы под действием собственной гравитации принять гидростатически равновесную (сфероидальную) форму, и при этом не имеющий рядом со своей орбитой тел сравнимой с ним массы. Этим условиям удовлетворяют только Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Наконец, введен новый класс объектов Солнечной системы – «планета-карлик», или «карликовая планета» (dwarf planet). Эти тела должны удовлетворять следующим условиям:

– обращаться вокруг Солнца;

– не являться спутником планеты;

– обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества и придавала телу планеты сфероидальную форму;

– обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты от прочих тел.

Прототипом планет-карликов стал Плутон (диаметр 2300 км), а самым крупным представителем этого класса сейчас (конец 2010 г.) является Эрида (2400 км), объект пояса Койпера. Там же располагаются еще две карликовые планеты – Хаумея (1150 км) и Макемаке (1500 км). Пятым и пока последним членом этой группы является Церера (975х х909 км), ранее считавшаяся крупнейшим астероидом Главного пояса.

Таким образом, в Солнечной системе мы имеем: 1) классические планеты; 2) карликовые планеты и 3) спутники с массой планет (таковых около дюжины), которые в этой книге я называю «планетами-спутниками». Номенклатура тел планетного типа за пределами Солнечной системы пока не настолько развита и совсем не формализована.

Объект с массой планеты, находящийся за пределами Солнечной системы, называют «экзопланетой» (exoplanet) либо «внесолнечной планетой» (extrasolar planet). Пока эти термины равноправны и по частоте употребления, и по смыслу (напомним, что греческая приставка экзо- означает «вне», «снаружи»). Сейчас оба эти термина почти без исключения относятся к планетам, гравитационно связанным с какой-либо звездой, за исключением Солнца. Такое толкование термину дают словари и энциклопедии. Например, «а planet that orbits a star outside the solar system». Или: «Extrasolar planet – any planetary body that orbits a star other than the Sun». Однако уже найдены и, возможно, существуют в немалом количестве самостоятельные планеты, обитающие в межзвездном пространстве. По отношению к ним используется термин «free-floating» planets (свободно плавающие планеты), но нередко и они фигурируют под именем exoplanet. Таким образом, отдельного однозначного термина для членов околозвездных планетных систем пока нет. В данном обзоре для краткости мы используем термин экзопланета или просто планета, понимая под этим, если специально не оговорено, члена околозвездной планетной системы.

На 14 октября 2010 г. подтверждено открытие 496 экзопланет в 417 планетных системах (включая 4 планеты у двух радиопульсаров). При этом 49 систем содержат не менее двух планет, а одна – не менее 6. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды г Эридана, на расстоянии 3,2 пк (10 св. лет) от Солнца. За текущей статистикой открытий удобно следить на агрегаторе ресурсов «Portal of the Universe» () или на сайте Planet Quest (http:// planetquest.jpl.nasa.gov), а подробные данные об экзопланетных системах можно найти в каталоге «The Extrasolar Planets Encyclopaedia» (), который поддерживается Жаном Шнайдером (Парижская обсерватория). Подавляющее большинство экзопланет обнаружено с использованием различных косвенных методов детектирования, но некоторые уже наблюдались непосредственно. Большинство замеченных экзопланет – это газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна, обращающиеся недалеко от звезды. Очевидно, это объясняется ограниченными возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать всё менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.

 

Методы поиска экзопланет

Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим те, которые уже доказали свою состоятельность (табл. 6.1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.

Таблица 6.1

Методы поиска экзопланет

Прямое наблюдение экзопланет

Планеты – холодные тела; сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Молодую планету можно заметить по ее собственному излучению в инфракрасном диапазоне. Но после кратковременного периода гравитационного разогрева и быстрого остывания тепловое излучение далекой планеты тоже становится незаметным. Правда, планеты с мощной атмосферой хорошо отражают свет. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для далекого наблюдателя она трудноразличима из-за гораздо более яркого блеска самой звезды.

Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды а Кентавра и смотрит в телескоп в сторону Солнечной системы. Тогда Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск наших планет окажется для альфа-кентаврца очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации в его сторону дневного полушария планеты. В табл. 6.2 приведены самые «выгодные» значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Понятно, что одновременно они реализоваться не могут: при максимальном угловом расстоянии планеты от Солнца ее яркость будет примерно вдвое меньше максимальной.

Таблица 6.2

Солнечная система при наблюдении с расстояния а Кентавра

Как видим, лидером по обнаружимости является Юпитер, а за ним идут Венера, Сатурн и Земля. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы без особого труда могли бы заметить такие тусклые объекты, если бы на небе рядом с ними не было чрезвычайно яркой звезды. Но для далекого наблюдателя угловое расстояние планет от Солнца очень мало, что делает задачу их обнаружения чрезвычайно сложной.

Тем не менее астрономы сейчас создают приборы, которые решат эту задачу Например, изображение яркой звезды можно закрыть экраном, чтобы ее свет не мешал изучать находящуюся рядом планету Такой прибор называют звездным коронографом; по конструкции он похож на солнечный внезатменный коронограф Лио. Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции ее световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами – так называемым «звездным интерферометром». Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть-чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и одновременно усиления света планеты. Оба описанных прибора – коронограф и интерферометр – очень чувствительны к влиянию земной атмосферы, поэтому для успешной работы, видимо, придется доставить их на околоземную орбиту.

Измерение яркости звезды

Косвенный метод обнаружения экзопланет – метод прохождений, или транзитов – основан на наблюдении яркости звезды, на фоне диска которой перемещается планета. Только для наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты экзопланеты, она время от времени должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа Солнца, а экзопланета – типа Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1 %. Это можно заметить с помощью наземного телескопа. Но экзопланета земного размера закроет только 0,01 % поверхности звезды, а столь малое снижение яркости трудно измерить сквозь неспокойную земную атмосферу; для этого нужен космический телескоп.

Вторая проблема этого метода в том, что доля экзопланет, орбитальная плоскость которых точно ориентирована на Землю, весьма невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями – годы. Тем не менее прохождения экзопланет перед звездами уже неоднократно наблюдались.

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Такое тело можно обнаружить по эффекту гравитационной линзы, возникающему в тот момент, когда невидимая планета проходит на фоне далекой звезды. Своим гравитационным полем планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле; подобно обычной линзе, она концентрирует свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это очень трудоемкий метод поиска экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

Рис. 6.4. Космический телескоп COROT: слева – подготовленный к запуску; справа – в процессе наблюдения за прохождением планеты по диску звезды (рисунок D. Ducros, CNES). Размер спутника: длина 4Д м, диаметр 2 м (без панелей солнечных батарей). Полная масса 630 кг, масса научной аппаратуры 300 кг. Точность наведения телескопа 0,5″. Мощность канала связи 1,5 Гбит/сутки. Основной вклад в создание этой космической обсерватории внес Национальный центр космических исследований Франции (Centre national d’etudes spatiales – CNES).

По указанным причинам основная роль в поиске экзопланет, подобных Земле, отводится космическим инструментам. С декабря 2007 г. ведутся наблюдения на европейском спутнике COROT, телескоп которого диаметром 27 см имеет поле зрения около 3° и оснащен чувствительным фотометром. Поиск планет осуществляется методом прохождений. Обнаружено уже более дюжины «юпитеров» и даже одна планета, размер которой лишь на 70 % больше, чем у Земли. В 2009 г. на гелиоцентрическую орбиту выведен спутник «Кеплер» (NASA) с телескопом диаметром 95 см, способный непрерывно измерять блеск более 100 тыс. звезд в поле зрения 10°х10°. От него ждут массового обнаружения планет земного типа, но пока найдено лишь несколько «юпитеров» и один «нептун» (правда, в списке подозреваемых – сотни объектов).

Измерение положения звезды

Весьма перспективными считаются методы, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты (табл. 6.3). В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер: в первом приближении нашу планетную систему вообще можно рассматривать как двойную систему Солнце – Юпитер, компоненты которой разделены расстоянием 5,2 а. е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 раз массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиусом 5,2 а. е./1000 = 0,0052 а. е., который лишь немногим больше радиуса самого Солнца. С расстояния а Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а. е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004″. Это очень маленький угол: под таким углом мы видим толщину карандаша с расстояния в 360 км. Но астрономы умеют измерять столь малые углы и поэтому уже несколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет.

Рис. 6.5. Взаимное движение звезды и планеты. Центр масс системы «звезда + планета» движется прямолинейно (пунктир). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс по подобным орбитам в противофазе (вверху). Наблюдая звезду, можно заметить ее «покачивания», указывающие на присутствие планеты.

В самое последнее время это удалось сделать с поверхности Земли, но перспективы астрометрического поиска экзопланет, безусловно, связаны с запуском специализированных спутников, способных измерять положения звезд с миллисекундной точностью.

Измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер – Солнце, имеющую отношение масс 1:1 ООО. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V= 13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется – к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos а, где а – угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (М) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (М · cos α).

Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол а близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплероской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет-карликов.

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью?

Таблица 6.3

Астрометрические (угловые) и доплеровские колебания Солнца под влиянием планет

До конца 1980-х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

По существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым (по времени запаздывания сигнала) определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров. Вообще, метод хронометража (тайминга) требует лишь наличия стабильного «генератора импульсов», в роли которого может выступать пульсирующий или вращающийся белый карлик, тесная двойная звезда и т. п.

 

Открытия экзопланет

Астрометрический поиск

Исторически первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 г. американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что тусклая красная звезда в созвездии Змееносец быстро перемещается по небу относительно других звезд – на 10″ в год. Позже астрономы назвали ее Летящей звездой Барнарда. Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда – весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. Действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы а Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, значит, влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938 г., изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995). Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02″, а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а. е. В начале 1960-х гг. это сообщение облетело весь мир и получило широкий резонанс. Ведь это было первое десятилетие практической космонавтики и поиска внеземных цивилизаций, поэтому энтузиазм людей в отношении новых открытий в космосе был чрезвычайно велик.

К исследованию звезды Барнарда подключились и другие астрономы. Некоторые результаты говорили в пользу гипотезы ван де Кампа. Например, в 1972 г. на конференции по происхождению Солнечной системы в Ницце (Франция) теоретики Д. Блэк и Г. Саффолк обсуждали планетную систему звезды Барнарда, не ставя под сомнение ее существование. Перед вами фрагмент их выступления.

«Рассматриваемая планетная система принадлежит звезде Барнарда, красному карлику спектрального класса dM 5. Ван де Камп и другие астрономы вели тщательные наблюдения звезды Барнарда с 1916 по 1919 гг. и затем с 1938 г. по настоящее время. Согласно предложенной ван де Кампом динамической интерпретации отклонений собственного движения звезды Барнарда от прямолинейного, они обусловлены спутником с массой, близкой к массе Юпитера, обращающимся вокруг звезды по эксцентрической орбите. Период обращения равен 24 годам. В 1969 г. ван де Камп уточнил свои ранние результаты и предложил два новых варианта интерпретации. Первый аналогичен прежнему, но планета имеет орбиту с большим эксцентриситетом и больший период обращения. Во втором варианте предполагается существование двух планет на почти компланарных круговых орбитах. Направления их обращения совпадают. Ван де Камп нашел, что при массах планет, равных 1,1 и 0,8 массы Юпитера, и периодах 26 и 12 лет соответственно двухпланетная модель согласуется с наблюдательными данными не хуже, но и не лучше, чем однопланетная. Следует отметить, что ван де Камп искал лишь компланарные решения (т. е. лежащие в одной плоскости. – В. С.) и соответственно ограничил диапазон возможных параметров орбит.

Наш анализ движения звезды Барнарда показал, что для объяснения данных наблюдений необходимы по меньшей мере две планеты и что имеются убедительные свидетельства существования в системе трех массивных (М~1030 г) планет. Приближенные значения их масс 1,2; 0,6 и 0,8 массы Юпитера, а периоды обращения 26, 12 и 7 лет соответственно.

В настоящее время невозможно сделать окончательные выводы относительно параметров орбит или числа планет. В частности, если отклонение собственных движений от прямолинейности служит основным ориентиром при поисках планетных систем, то это исключает обнаружение планет „земного типа“. Несмотря на неоднозначность интерпретации данной планетной системы, имеющаяся информация требует, чтобы планеты в системе звезды Барнарда находились на некомпланарных орбитах; относительное наклонение орбит должно быть большим (i ≥ 40°). Именно эта особенность делает систему звезды Барнарда столь интересной».

Но не все астрономы согласились с выводами Питера ван де Кампа и его последователей. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж. Гейтвуд с коллегами выяснили к 1973 г., что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит, массивных планет в качестве спутников не имеет. Однако эти же астрометрические работы принесли в 1996 г. новую находку: были замечены зигзаги в движении шестой от Солнца звезды Лаланд 21185, удаленной от Солнца на 2,5 пк. (На ее волнообразное движение указывал еще П. ван де Камп в 1951 г.) По мнению Гейтвуда, вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Mj, радиус орбиты 10 а. е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Mj, 2,5 а. е.). Правда, это открытие до сих пор не только не подтверждено, но и вызывает все большие сомнения.

Первое надежное астрометрическое обнаружение экзопланеты состоялось лишь в 2009 г. После 12 лет наблюдений с помощью 5-метрового Паломарского телескопа за 30 звездами американские астрономы Стивен Правдо и Стюарт Шаклан из Лаборатории реактивного движения (JPL, NASA) обнаружили планету у крохотной переменной звезды «ван Бисбрук 10» (VB 10) в двойной системе Глизе 752 (GJ 752). Звезда VB 10 – одна из самых маленьких в Галактике: это красный карлик спектрального класса М8, уступающий Солнцу в 12 раз по массе и в 10 раз по диаметру. А светимость этой звезды столь мала, что если заменить ею наше Солнце, то днем Земля была бы освещена как сейчас лунной ночью. Именно благодаря малой массе звезды планета VB 10Ь смогла «раскачать» ее до заметной амплитуды: с периодом около 272 суток положение звезды на небе колеблется на 0,006″ (тот факт, что это удалось измерить, – настоящий триумф наземной астрометрии). Сама планета-гигант обращается по орбите с большой полуосью 0,36 а. е. (как у Меркурия) и имеет массу 6,4 Mj, т. е. она легче своей звезды всего в 14 раз, а по размеру даже не уступает ей.

Планеты у нейтронных звезд

В конце 1980-х несколько групп астрономов в разных странах создали высокоточные оптические спектрометры и начали систематические измерения скоростей ближайших к Солнцу звезд. Эта работа специально была нацелена на поиск экзопланет и через несколько лет действительно увенчалась успехом (см. ниже). Но первыми открыли экзопланету не оптики, а радиоастрономы, причем не одну, а сразу целую планетную систему. Произошло это в ходе исследования радиопульсаров – быстро вращающихся нейтронных звезд, излучающих строго периодические радиоимпульсы. Поскольку пульсары – чрезвычайно стабильные источники, радиоастрономы могут применять к ним метод хронометража и выявлять таким образом их движение со скоростью порядка 1 сантиметра в секунду (!), а значит, обнаруживать рядом с ними планеты с массами в сотни раз меньше, чем у Юпитера.

Первое сообщение в журнале «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR В1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991 г. группа радиоастрономов Манчестерского университета (М. Бэйлес, А. Лин и С. Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл-Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 г. в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами соответственно 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.

Рис. 6.6. Планетная система радиопульсара PSR 1257+12 в сравнении с внутренней областью Солнечной системы, показанной в том же масштабе расстояний. Цифрами обозначены массы планет в М Е . Приблизительно (но в ином масштабе) выдержан и относительный размер планет.

Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A. Wolszczan), который с помощью 305-метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 300 пк от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 г. ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 г. выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,02; 4,1 и 3,8 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996 г. появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет, но оно осталось неподтвержденным.

Легкость, с которой планеты были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто около 2000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного далекого пульсара (PSR В1620-26) обнаружилась планета-гигант в 2,5 раза массивнее Юпитера. До недавнего времени планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрировала нам единственный пример планет типа Земли за пределами Солнечной системы.

Считается весьма странным, что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, вместе с которой теряет большую часть своей массы. Поэтому ее остаток, нейтронная звезда-пульсар, не может своим притяжением удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды. Возможно, обнаруженные у пульсара планеты сформировались уже после взрыва сверхновой, но из чего и как – не ясно. Пока планетные системы нейтронных звезд по причине их непонятного происхождения считают чем-то «неполноценным».

Успех доплеровского метода: планеты у нормальных звезд

Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 г. астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор (М. Mayor) и Дидье Келоз (D. Queloz), построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси (G. Магсу) создали подобный прибор раньше и еще в 1987 г. приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 г. Майор и Келоз приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к нам и по своим характеристикам похожих на Солнце. Довольно быстро они обнаружили «покачивания» звезды 51 в созвездии Пегас (51 Peg), удаленной от Солнца на 15 пк. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут. и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 Mj.

Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем рядом со звездой, как две капли воды похожей на Солнце, мчится планета-гигант, обегая ее всего за четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца. Не сразу поверили астрономы в это открытие. Ведь обнаруженная планета-гигант из-за ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000 К. «Горячий юпитер»? Такого сочетания никто не ожидал. Быть может, за покачивания звезды была принята пульсация ее атмосферы? Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие планеты у звезды 51 Peg. Для нее даже было предложено имя – Эпикур, но оно пока не получило признания. Затем обнаружились и другие системы, в которых планета-гигант обращается очень близко к своей звезде.

«Затмения» звезд планетами

Метод прохождений также доказал свою эффективность. Сейчас фотометрические наблюдения за звездами ведутся как с борта космических обсерваторий, так и с Земли. Все современные фотометрические инструменты имеют широкое поле зрения. Измеряя одновременно блеск миллионов звезд, астрономы существенно увеличивают свой шанс обнаружить прохождение планеты по диску звезды. При этом, как правило, обнаруживаются планеты, часто демонстрирующие «затмение» звезды, т. е. имеющие короткий орбитальный период, а значит – компактную орбиту.

Рис. 6.7. Восьмиобъективный роботизированный фотометрический комплекс проекта WASP (Wide Angle Search for Planets). Такие инструменты установлены на о. Ла-Пальма (Канарские острова) и в Южно-африканской астрономической обсерватории близ Сазерленда. Это совместный проект нескольких британских университетов и испанского Астрофизического института на Канарских островах. Фото с сайта http:// .

Термин «горячий юпитер» стал настолько привычным, что никого уже особенно не удивило открытие в 2009 г. планеты WASP-18b, имеющей массу 10 Mj и обращающейся по почти круговой орбите на расстоянии 0,02 а. е. от своей звезды. Орбитальный период этой планеты составляет всего 23 часа! Учитывая, что звезда WASP-18 (HD 10069) имеет спектральный класс F9 и обладает большей светимостью, чем Солнце, температура поверхности планеты должна достигать 3800 К: это уже не просто «горячий», а «раскаленный юпитер». Из-за близости к звезде и своей большой массы планета вызывает сильные приливные возмущения на поверхности звезды, которые, в свою очередь, тормозят планету и в будущем приведут к ее падению на звезду.

Фотографии экзопланет

Несмотря на огромные трудности, астрономам все же удалось сфотографировать экзопланеты уже имеющимися средствами! Правда, средства эти были лучшими из лучших: орбитальный телескоп «Хаббл» и крупнейшие наземные инструменты (8÷10-метровые телескопы «Кек», «Джемини» и «Очень большой телескоп»). Среди технических ухищрений – заслонка, отсекающая свет звезды, и светофильтры, пропускающие в основном инфракрасное излучение планеты в диапазоне длин волн 2–4 мкм, что соответствует температуре примерно 1000 К (в этом диапазоне планета выглядит более контрастно по отношению к звезде).

Начиная с 2004 г. получено несколько изображений экзопланет. Каталог экзопланет, изображения которых получены, содержит уже 11 планет в 9 системах. Например, в протопланетном диске, окружающем молодую звезду ß Живописца, сфотографирована планета, весьма похожая на Юпитер, только массивнее. Ситуация там напоминает молодую Солнечную систему, в которой новорожденный Юпитер активно влиял на формирование в околосолнечном диске остальных планет. Наблюдать этот процесс «вживую» – мечта всех специалистов по планетной космогонии.

В конце 2008 г. важные открытия почти одновременно сделали две группы американских и канадских ученых. Космическим телескопом «Хаббл» удалось сфотографировать планету на внутреннем крае пылевого диска, окружающего яркую звезду Фомальгаут (а Южной Рыбы). Хотя эта звезда светит почти в 20 раз мощнее Солнца, она не могла бы столь сильно осветить свою планету, чтобы сделать ее заметной с Земли. Ведь обнаруженная планета находится от Фомальгаута в 115 раз дальше, чем Земля от Солнца. Поэтому астрономы предполагают, что планета окружена гигантским отражающим свет кольцом, намного превосходящим кольца Сатурна. В нем, по-видимому, формируются спутники этой планеты, как в эпоху юности Солнечной системы формировались спутники планет-гигантов.

Рис. 6.8. Планета 2М1207 b (слева). Это первое изображение планеты, находящейся за пределами Солнечной системы. Она имеет массу от 3 до 10 M j и обращается вокруг коричневого карлика 2MASSWJ1207334-393254 массой 25 M j . Снимок получен в ближнем ИК-диапазоне с использованием адаптивной оптики на 8,2-метровом телескопе VLT Европейской южной обсерватории (Чили) в 2004 г.

Рис. 6.9. Первое изображение планеты (вверху слева) вблизи нормальной звезды солнечного типа. Эта молодая звезда 1RXS J160929.1-210524 спектрального класса K7V удалена от нас на 150 пк, имеет массу 0,85 солнечной и температуру поверхности 4060 К. А планета в 8 раз массивнее Юпитера, и температура ее поверхности 1800 К (поэтому она светится сама). Возраст звезды и планеты – вероятно, около 5 млн лет. Расстояние между ними в проекции – около 330 а. е.

Фото получено в сентябре 2008 г. в ближнем ИК-диапазоне телескопом Джемини-Север (обсерватория Мауна-Кеа, Гавайи) с использованием адаптивной оптики.

Не менее любопытна и фотография сразу трех планет у звезды HR 8799 в созвездии Пегас, полученная группой канадских астрономов под руководством К. Маруа (с. 9 цветной вкладки). Эта система удалена от нас примерно на 40 пк. Каждая из ее планет почти на порядок массивнее Юпитера, но движутся они примерно на тех же расстояниях от своей звезды, что и наши планеты-гиганты. (В проекции на небо эти расстояния составляют 24, 38 и 68 а. е.) Будет очень странно, если на месте Венеры, Земли и Марса в той системе не обнаружатся землеподобные планеты. Но пока это за пределами технических возможностей.

Рис. 6.9. Планета Фомальгаута. В мощном пылевом диске вокруг звезды Фомальгаут телескоп «Хаббл» сфотографировал планету (в белом квадрате). Светлый кружок в центре снимка обозначает положение Фомальгаута (сама звезда закрыта экраном), эллипс, показанный для масштаба, имеет размер орбиты Нептуна. За два года наблюдений экзопланета сместилась очень незначительно, так как период ее обращения по орбите – около 900 лет. Фото: Kalas и др., .

Получение прямых снимков экзопланет – важнейший этап в их изучении. Во-первых, этим окончательно подтверждается их существование. Во-вторых, открыт путь к изучению свойств этих планет: их размеров, температуры, плотности, характеристик поверхности. И самое волнующее – не за горами расшифровка спектров этих планет, а значит, выяснение газового состава их атмосферы. О такой возможности давно мечтают экзобиологи.

 

Впереди – самое интересное

Л насколько далеки от нас планетные системы иных звезд? Видны [и эти звезды глазом или, скажем, в простой бинокль? Можем ли мы, взглянув ясным вечером на небо, указать своим друзьям: «А вот у этой, и у этой, и во-о-о-н у той звезды есть свои планеты. Возможно, некоторые из них обитаемы»? На эти вопросы легко ответить, поскольку в Каталоге экзопланет можно найти все необходимые данные. В октябре 2010 г. в нем содержалось немногим более 500 объектов, претендующих на звание планет. Поскольку для большинства из них определена лишь нижняя граница массы, будущие исследования, вероятно, переведут часть кандидатов в разряд коричневых карликов, т. е. переместят их из группы гигантских планет в сообщество «неполноценных» звезд. Но таких «перебежчиков» будут единицы, и это не изменит статистических выводов. А выводы таковы.

Обнаруженные планеты «живут» в окрестности примерно 4 сотен звезд. Ближайшая из них (ε Eri) удалена от нас на 3,2 пк, то есть всего лишь на 10 световых лет! Половина всех внесолнечных планетных систем лежит в пределах 40 пк от Солнца, еще треть находится не далее 80 пк, а на расстояниях более 1 кпк располагаются буквально единицы. Таким образом, практически все обнаруженные экзопланеты – наши ближайшие галактические соседи. Даже если мы открыли уже все планеты в пределах 100 пк от Солнца (а это, разумеется, не так), то в диске Галактики их должно быть очень много. Можно оценить их количество по порядку величины: галактический диск имеет толщину около 200 пк и радиус около 15 кпк. Следовательно, его объем в 34 тыс. раз больше объема шара радиусом 100 пк. Если в окрестности Солнца более 400 звезд с планетами, то в диске Галактики их не менее 14 млн. Скорее всего, их намного больше, но и 14 миллионов – цифра немаленькая!

Теперь вернемся к вопросу о видимости звезд, обладающих планетными системами. Можно ли хотя бы некоторые из них заметить невооруженным глазом, чтобы в ясную ночь, бросив на нее взгляд, подумать: «А вон у той звезды есть своя планетная система. Интересно, кто там обитает?» Оказывается, это возможно! Самая яркая звезда на нашем небе, обладающая по крайней мере одной планетой, – это красный гигант Поллукс (ß Близнецов, HD 62509), звезда первой величины (V = 1,2m), легко различимая на самом засвеченном городском небе, даже в центре Москвы. Зимней ночью или весенним вечером вы без труда найдете ее в южной части неба, высоко над горизонтом, и, глядя на мерцающий оранжевый огонек, предадитесь фантазиям о планетах этой звезды. Правда, пока в этой системе обнаружено присутствие только одной гигантской планеты: она втрое массивнее Юпитера и обращается по круговой орбите на расстоянии 1,7 а. е. от своего светила. Но вполне вероятно, что кроме нее там есть и другие планеты.

Яркий блеск Поллукса делает его «звездой первой величины» среди обладателей экзопланетных систем. Но не он один из этой компании виден невооруженным глазом. Без особого напряжения на городском небе можно различить звезды до 4m. Среди обладателей экзопланет таких звезд шесть. А если у вас отличное зрение и вы находитесь вдали от городских огней, то сможете различить звезды до 6m; среди «владельцев» экзопланет таких звезд около 50. Так что в какую бы часть неба вы ни посмотрели, перед вами всегда будет доступная невооруженному глазу звезда с планетами. А если вооружитесь обычным полевым биноклем, то вам станут доступны объекты почти до 9m, и вы сможете увидеть подавляющее большинство звезд, у которых сейчас обнаружены планеты.

Ближайшая из открытых экзопланет принадлежит знаменитой звезде г Эридана (ε Eri), одной из двух первых звезд, от которых в рамках проекта «Озма» (1960 г.) радиоастрономы пытались поймать сигналы внеземных цивилизаций. Вторым объектом этого проекта была еще более известная звезда τ Кита, но у нее планеты пока не найдены. Обе эти звезды входят в тридцатку ближайших звезд и в целом похожи на Солнце, хотя немного меньше и тусклее него. Планета ε Eri b в полтора раза массивнее Юпитера и движется по орбите с большой полуосью 3,4 а. е. Казалось бы, сходство системы ε Eri с Солнечной системой налицо, осталось найти там планеты земного типа и обнаружить у них биосферу. Но тут есть серьезная проблема: планета-гигант ε Eri b движется по сильно вытянутой орбите с эксцентриситетом 0,7, при этом она приближается к «зоне жизни» звезды (диапазон расстояний, в котором на поверхности планеты возможно существование жидкой воды) и мешает устойчиво двигаться там планетам земного типа. Но все же ситуация не безнадежна, и нужно продолжать поиск.

Обнаружение первых внесолнечных планетных систем стало одним из крупнейших научных достижений XX в. Решена важнейшая проблема: Солнечная система не уникальна, формирование планет рядом со звездами – закономерный этап эволюции. Несколько столетий астрономы бьются над загадкой происхождения Солнечной системы. Главная проблема в том, что нашу планетную систему до сих пор не с чем было сравнивать. Теперь ситуация изменилась: в последнее время астрономы открывают в среднем по одной планете в неделю; в основном это планеты-гиганты, но уже созданы приборы, способные обнаруживать планеты земного типа. Становятся возможными классификация и сравнительное изучение планетных систем. Это значительно облегчит отбор жизнеспособных гипотез и построение правильной теории формирования и ранней эволюции планетных систем, в том числе нашей Солнечной системы.

В то же время стало ясно, что наша планетная система нетипична: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни» (область умеренных температур вокруг Солнца), позволяют длительное время существовать внутри этой зоны планетам земного типа, одна из которых – Земля – даже имеет биосферу. Среди обнаруженных планетных систем большинство не обладает этим качеством. Мы понимаем, конечно, что массовое обнаружение преимущественно горячих юпитеров – временное явление, связанное с ограниченными возможностями нашей техники. Но сам факт существования таких систем поражает: очевидно, что газовый гигант не может сформироваться рядом со звездой – но тогда как же он туда попал?

В поисках ответа на этот вопрос теоретики моделируют формирование планет в околозвездных газово-пылевых дисках и узнают при этом много нового. Оказывается, планета в период своего роста может мигрировать по диску, приближаясь к звезде или удаляясь от нее, в зависимости от структуры диска, массы планеты и ее взаимодействия с другими планетами. Эти теоретические исследования чрезвычайно интересны: результаты моделирования можно сразу проверять на новом наблюдательном материале. Расчет эволюции протопланетного диска на хорошем компьютере занимает около недели, а за это время наблюдатели успевают открыть новую планетную систему.

Нередко эти открытия ставят теоретиков в тупик. Так, неожиданностью стало в 2005 г. сообщение об открытии планеты в системе тройной звезды HD 188753 (с. 9 цветной вкладки). Там горячий юпитер обращается с периодом 3,35 сут. вокруг очень похожей на Солнце звезды HD 188753А, у которой есть еще пара небольших звезд-спутников (HD 188753В и HD 188753С). Эти две звездочки совершают взаимный пируэт с периодом 156 сут. и обращаются вокруг главной звезды HD 188753А с периодом 25,7 года по эксцентричной орбите, занимая область между орбитами Юпитера и Урана. Обнаружение планеты в системе двойной и даже тройной звезды само по себе не стало сенсацией: такие примеры уже были известны и даже получили прозвище «татуинских планет» (намек на родную планету Скайуокера из киноэпопеи «Звездные войны»). Но в предыдущих случаях звезды располагались на больших расстояниях друг от друга и почти не вмешивались в формирование планетных систем вокруг каждой из них. В случае же HD 188753 область формирования планет-гигантов оказалась занятой парой звезд-спутников. Где же тогда сформировался горячий юпитер HD 188753А b до того, как он мигрировал к своему нынешнему положению вблизи хозяйской звезды? Теоретики не могут ответить на этот вопрос и поэтому надеются, что существование «татуинской» планеты HD 188753А b не подтвердится. А наблюдатели пока спорят, существует эта планета или нет.

Рис. 6.10. Схема тройной звезды HD 188753. Рядом с более крупным одиночным компонентом, возможно, движется планета-гигант. Если ее существование подтвердится, это станет проблемой для теории формирования планет.

Хотя проблемы формирования и эволюции планетных систем очень интересуют астрономов, большинство людей проявляет к экзопланетам чисто «биологический» интерес. Им хотелось бы знать, когда и какими методами будут открыты планеты, подобные Земле, – с водной оболочкой и атмосферой. Если планета уже найдена и орбита ее определена, нетрудно вычислить, попадает ли эта планета в «зону жизни» родительской звезды. Одна такая планета, возможно, уже найдена: это Глизе 581g (GJ 581g). Она массивнее Земли примерно втрое и удалена от своей звезды ровно настолько, что температура на ее поверхности должна быть близка к О °С. По оценкам, эта планета может удерживать атмосферу земного типа и иметь на поверхности жидкую воду. Но большой уверенности эта оценка не дает: то, что вода (именно жидкая вода) может существовать на планете, еще не означает, что она там есть. Для более надежного определения состава атмосфер землеподобных экзопланет нужны не фотометрические, а спектроскопические наблюдения. Такие проекты сейчас осуществляются: это американские космические обсерватории TPF-C (звездный коронограф) и TPF-I (звездный интерферометр), а также европейская обсерватория «Дарвин». Но эти аппараты отправятся на орбиту не раньше 2015 г.

Без преувеличения можно сказать, что открытие внесолнечных планет – это великое событие в истории науки. Сделанное на исходе XX в., оно в перспективе станет одним из важнейших событий прошедшего века наравне с овладением ядерной энергией, выходом в космос и открытием механизмов наследственности. Уже сейчас ясно, что недавно начавшийся XXI век станет временем расцвета планетологии – ветви астрономии, изучающей природу и эволюцию планет. Несколько столетий лаборатория планетологов ограничивалась дюжиной объектов Солнечной системы, и вдруг, всего за несколько лет, число доступных объектов увеличилось в десятки раз, а диапазон условий, в которых они существуют, оказался обескураживающе широким. Современного планетолога можно уподобить биологу, который многие годы изучал лишь флору и фауну пустыни и вдруг попал в тропический лес: сейчас планетологи находятся в состоянии легкого шока, но скоро они оправятся и сориентируются в гигантском многообразии новооткрытых планет.

Вторая наука, а точнее протонаука, ощущающая мощный эффект от открытия планет у иных звезд, – это биология внеземной жизни, экзобиология. Учитывая темп обнаружения и исследования экзопланет, можно ожидать, что XXI век принесет нам открытие биосфер на некоторых из них и ознаменует этим долгожданное и окончательное рождение экзобиологии, до сих пор развивавшейся в латентном состоянии из-за отсутствия реального объекта исследования.