Рисунок ниже — упрощенная иллюстрация к транзитному методу. Начиная прохождение, планета постепенно блокирует все большую долю излучения звезды. Как только диск планеты целиком оказывается на диске звезды, световой поток стабилизируется и остается примерно постоянным до тех пор, пока планета не подойдет вплотную к другому краю светила. По мере того как планета покидает диск звезды, ее видимый блеск возвращается к прежнему уровню. На практике звезда, как правило, по краям диска кажется менее яркой, а часть света может обогнуть планету, если у нее есть атмосфера. Более детальные модели учитывают эти эффекты и корректируют результат. На рисунке с изображением XO-1 в красном диапазоне можно видеть как реальную кривую блеска (точки) при прохождении экзопланеты XO-1b по диску звезды XO-1, так и соответствующую модель (сплошная линия).
Транзитный метод при тщательном математическом анализе позволяет получить информацию о размере, массе и орбитальном периоде планеты. Иногда он сообщает нам также химический состав ее атмосферы; его можно получить, сравнив спектр звезды со светом, отраженным от планеты.
* * *NASA выбрало для своего телескопа Kepler — фотометра, измеряющего уровень блеска звезд с необычайной точностью, — именно транзитный метод. Kepler, запущенный в 2009 году, отслеживал блеск более чем 145 000 звезд на небольшой площадке на границе созвездий Лебедя, Лиры и Дракона. Наблюдать за ними планировалось по крайней мере три с половиной года, но маховики аппарата, призванные удерживать его ориентацию в пространстве, начали отказывать. В 2013 году программу работы аппарата изменили таким образом, чтобы он, хотя и потеряв часть своих возможностей, по-прежнему мог проводить полезные научные наблюдения.
Первая экзопланета, обнаруженная Kepler в 2010 году, получила название Кеплер-4b. Звезда, вокруг которой обращается эта планета, обозначается Кеплер-4 и находится на расстоянии 1800 световых лет от нас в созвездии Дракона; по характеристикам она аналогична Солнцу, но немного крупнее. Планета размером и массой схожа с Нептуном, но ее орбита проходит намного ближе к звезде. Период обращения этой планеты составляет 3,21 суток, а радиус орбиты — 0,05 а.е., около 1/8 расстояния от Меркурия до Солнца. Орбита заметно вытянута и имеет эксцентриситет около 0,25. На поверхности планеты царит невыносимый жар в 1700 K.
Несмотря на плохо работающие маховики, Kepler обнаружил 1013 планет у 440 звезд плюс 3199 кандидатов в планеты, действительную природу которых еще предстоит установить. Крупные планеты легче заметить, поскольку при прохождении они блокируют больше света, так что среди открытых Kepler экзопланет они, скорее всего, представлены шире, чем в реальной Вселенной. До некоторой степени, правда, этот эффект можно скорректировать. Kepler нашел достаточно экзопланет, чтобы можно было статистически оценить число планет с определенными характеристиками в нашей Галактике. В 2013 году NASA объявило, что Галактика, вероятно, содержит по крайней мере 40 миллиардов экзопланет земного размера на землеподобных орбитах около солнцеподобных звезд и красных карликов. Если это так, то Земля далеко не уникальна.
В каталоге орбит и звездных систем есть данные о множестве систем, совершенно непохожих, на первых взгляд, на нашу Солнечную систему. В них редко действуют простые и аккуратные закономерности вроде закона Тициуса — Боде. Астрономы только начинают разбираться в премудростях сравнительной анатомии звездных систем. В 2008 году Эдвард Томмз, Соко Мацумура и Фредерик Рэйзио построили численную модель аккреции планет в протопланетных дисках. Результаты позволяют предположить, что системы, подобные нашей, встречаются сравнительно редко, поскольку возникают только в тех случаях, когда основные параметры, характеризующие диск, подходят опасно близко к грани, за которой планеты вовсе не формируются. Гигантские планеты встречаются намного чаще. В пространстве параметров протопланетного диска наша система, если можно так сказать, балансирует на грани катастрофы. Однако базовые математические принципы приложимы и к ним тоже: в частности, речь идет о возникновении орбитальных резонансов. К примеру, системы звезд Кеплер-25, Кеплер-27, Кеплер-30, Кеплер-31 и Кеплер-33 имеют по крайней мере по две планеты в резонансе 2:1. Для систем Кеплер-23, Кеплер-24, Кеплер-28 и Кеплер-32 известно по крайней мере по две планеты в резонансе 3:2.
* * *В настоящее время охотники за планетами приспосабливают свои методики к поиску других составляющих звездных систем, в том числе экзолун и экзоастероидов, способных давать крохотные дополнительные впадинки на кривых блеска, причем очень сложным образом. Дэвид Киппинг при помощи суперкомпьютера заново проверяет данные Kepler по 57 экзопланетным системам, выискивая указания на присутствие экзолун. Рене Элле провел теоретические расчеты, считая, что у экзопланеты размером в несколько раз крупнее Юпитера (что достаточно обычно) могла бы быть луна размером с Марс, и в принципе Kepler был бы способен заметить это. Ио, спутник Юпитера, вызывает радиовсплески, взаимодействуя с магнитным полем планеты, и подобное может происходить где угодно, поэтому Хоакин Нойола занят поисками экзолунных радиосигналов. Когда в 2019 году будет запущен Космический телескоп имени Джеймса Вебба — преемник Космического телескопа имени Хаббла, — он, возможно, сможет непосредственно увидеть какую-нибудь экзолуну.
Михаэль Хиппке и Даниэль Ангерхаузен охотятся на экзотроянцев. Напомню, что троянский астероид следует за планетой примерно по той же орбите, обгоняя ее на 60° или на столько же отставая, поэтому при прохождении диска звезды он дает собственное крохотное снижение блеска — собственный провальчик на кривой блеска. Вообще-то астрономы давно ищут такие эффекты, но пока ничего не нашли, поскольку они должны быть чрезвычайно слабыми. Вместо этого Хиппке и Ангерхаузен используют статистический подход, — примерно так, как если бы они бродили по заповеднику и считали львиные следы. По следам нельзя сказать, какие именно львы здесь проходили, но можно оценить, как много в этом заповеднике львов. Пытаясь усилить сигналы, связанные с экзотроянцами, исследователи сложили почти миллион кривых блеска. В результате они получили слабые провалы сигнала в троянских точках, но провалы эти статистически незначимы. Лишь если сложить графики пополам, так чтобы позиции впереди планеты и позади нее на равных угловых расстояниях совпали, то на 60° (плюс и минус вместе) получится статистически значимый провал.
