Теоретические оценки существования планетных систем у звезд показали, что примерно каждая четвертая звезда в нашей Галактике должна обладать планетной системой. Это значит, что до расстояния от нас в 10 парсек должно существовать примерно 130 планетных систем (всего звезд в этом шаровом объеме примерно 530). Искать планеты можно различными методами. Методы непосредственного обнаружения предполагают регистрацию потока излучения от самой планеты, то есть излучения, которое исходит от звезды, но регистрируются после отражения от планеты. Ясно, что этому измерению будет мешать излучение, приходящее непосредственно от звезды. Оценки потоков этих излучений показали, что выделить излучение от планеты на фоне излучения от самой звезды фотографическим способом можно только в том случае, если планета имеет очень большую массу или, как принято у астрономов говорить, если это планета-гигант. Если же проводить измерение излучения планеты в инфракрасном диапазоне (это излучение собственно планеты) и при этом воспользоваться ситуацией, когда излучение звезды экранировано, то можно получить превышение полезного сигнала над уровнем шумов в 10 раз. При такой ситуации сигнал уверенно регистрируется. Но даже если излучение звезды не будет экранировано, метод измерения излучения звезды в инфракрасном диапазоне на много порядков эффективнее фотографического метода. Практически 4-метровый телескоп, работающий в инфракрасном диапазоне, должен бы зарегистрировать излучение планеты.
Однако здесь имеется очень большое «но». Оно заключается в том, что земная атмосфера практически не позволяет проводить такие измерения в инфракрасном диапазоне с необходимой точностью. Поскольку в атмосфере воздух находится в непрерывном вихревом (турбулентном) движении, то изображение, получаемое лучами, проходящими через такую турбулентную атмосферу, будет непрерывно «дрожать». То есть оно получится нерезким. Размытые изображения, мерцания, вызванные турбулентной атмосферой, ее тепловой шум оказывают влияние на наблюдения в инфракрасном диапазоне. Поэтому угловое разрешение, необходимое для определения местонахождения планет, не достигается. В таких измерениях реально можно получить угловое разрешение не более 1–2ґґ. Это очень малое разрешение! Для сравнения скажем, что сейчас в астрономии идет речь уже не об одной угловой секунде, а о ее тысячных долях. Выход из данного положения только один: надо измерения проводить за пределами земной атмосферы, то есть телескоп надо поднимать в космос. При этом также имеются некоторые сложности, в описание деталей которых мы входить не будем. Тем более что специалисты нашли способ от них избавиться. Имеется еще одна возможность вполне надежного определения местонахождения планет в том случае, если проводить измерения за пределами земной атмосферы. Для этого надо использовать не один инфракрасный телескоп, а сразу два, соединенных в общую схему. Включенные соответствующим образом два телескопа составляют вместе интерфейсный космический интерферометр, конструкция которого предложена Брейсуэллом, имеет базу, равную примерно 10 метрам. База интерферометра отстраивается таким образом, чтобы минимум (ноль) в интерференционной картине находился на звезде, а максимум совпадал с планетой. Далее необходимо ось вращения интерферометра направить на звезду. В этом случае сигнал от планеты не может быть постоянным, он будет изменяться с изменением частоты вращения интерферометра. Специалисты говорят, что он будет промодулирован частотой вращения интерферометра. Скорость вращения интерферометра задаем мы сами, поэтому она нам известна с достаточно высокой точностью. Следовательно, мы заранее знаем, какой должна быть модуляция сигнала от звезды. Именно этот факт позволяет надежно обнаружить изменяющийся сигнал от планеты, поскольку он регистрируется на фоне неизменных сигналов от неподвижных звезд.
Возможность таких измерений сигналов от планет очень обнадеживает. Однако надо иметь в виду, что интерферометр должен быть направлен с высокой точностью именно так, как это было описано выше. Наводка максимума интерференционной картины строго на планету не может быть осуществлена заранее, поскольку заранее не известно положение планеты. Поэтому выбор необходимой базы интерферометра, которая удовлетворяла бы указанным выше условиям эксперимента, является делом непростым. Наводка должна проводиться в космосе после того, как будет установлено направление на планету. Для регистрации слабых радиосигналов чаще всего используют метод накопления. Чем слабее сигналы, тем более продолжительным должно быть время. Естественно, что в течение всего этого времени интерферометр должен быть стабилизирован с очень высокой точностью. Это технически осуществить тоже непросто.
Мы привели основные моменты, связанные с измерениями за пределами земной атмосферы, в том числе и для того, чтобы у читателя не сложилось впечатление, будто вынос аппаратуры в космос решает все проблемы и при этом экспериментаторы получают одни плюсы. В большинстве случаев к аппаратуре, которая предназначена для работы в космосе, предъявляются бульшие требования, чем к «земной». Это касается и надежности ее работы, и малой энергоемкости, и способности работать в автоматическом режиме (без человека), и еще многого-многого другого. Но зато она позволяет получить качественно новую информацию. Так и проявляется научно-технический прогресс в этой области исследований.
Можно попытаться установить наличие планеты вблизи звезды, измеряя светимость звезды в то время, когда по ее видимому диску проходит планета. Ясно, что для этого надо находиться в той же плоскости, в которой планета обращается вокруг звезды (в плоскости эклиптики). Тогда мы будем «видеть», как планета проходит вдоль средней линии звезды — ее экватора. Это идеальные условия для проведения таких измерений. Если мы находимся на некотором небольшом удалении от плоскости эклиптики, когда «видим» планету проходящей севернее или южнее экватора звезды, то в таких условиях измерения также возможны, хотя время покрытия диска звезды планетой будет меньше. Если же планета для нас проектируется недалеко от полюса звезды, то время покрытия слишком мало. Такие эксперименты специалисты назвали наблюдениями планет «с ребра», поскольку при этом наблюдения ведутся не сверху и не снизу по отношению к плоскости, а с ребра. Одно из ограничений этого метода состоит в том, что у нас нет возможности поставить те планеты, которые подлежат наблюдению, на ребро. Мы должны довольствоваться тем их положением, какое есть. Поэтому число планет, которое можно исследовать таким образом, невелико; из 100–200 планетных систем всего одна оказывается в таком положении, которое позволяет вести наблюдение с ребра. Другими словами, вероятность того, что при одноразовом наблюдении мы попадаем именно на такую планетную систему, ничтожно мала. Но если наблюдения вести непрерывно в течение примерно трех лет, то эта вероятность приближается к единице. Но при этом само собой понимается, что наблюдения проводятся на соответствующей аппаратуре, обладающей достаточным угловым разрешением, точностью измерений, надежностью и т. д.
Что же надо измерять при покрытии планетой звезды? Надо измерять те параметры звезды, которые могут измениться в результате такого покрытия. Это блеск звезды и показатель ее цвета. Уменьшение блеска звезды тем больше, чем большая часть ее видимого диска закрыта планетой. В настоящее время разработана методика таких измерений и обработки данных измерений. Одновременное измерение показателя цвета звезды также дает дополнительную информацию о прохождении планеты по видимому диску звезды. Дело в том, что цвет звезд различен в разных частях видимого диска. Это различие выражается в том, что чем ближе к краю видимого диска звезды, тем меньше излучение звезды. Этот эффект получил название потемнения блеска звезды к краю. Но оказывается, что это потемнение для лучей разных цветов происходит с разной скоростью. Так, интенсивность красных лучей по мере приближения к краю диска (лимбу) уменьшается быстрее, чем интенсивность синих лучей.
Поэтому, когда планета находится на диске звезды вблизи ее лимба, цвет звезды изменится в синюю сторону (красного стало меньше), а когда планета продвигается к центру — в красную сторону. Было оценено, что если планета проходит по диску звезды вдоль ее экватора, показатель цвета может изменяться от лимба к центру звезды на 0,7 %. Эти изменения, если они будут измерены, благодаря их симметричной форме могут быть интерпретированы как результат прохождения планеты по видимому диску звезды. Проводится также поиск планет, которые находятся на самых разных стадиях своей эволюции. Их называют протопланетны-ми образованиями (облаками). Поиск ведется главным образом в инфракрасном диапазоне, хотя эти облака можно наблюдать и в радиодиапазоне. Протопланетные облака, как правило, ищут там, где происходит образование звезд.
