РЭЙ БРЭДБЕРИ До начала работы телескопа «Кеплер» в 2009 году экзопланеты открывали в основном с помощью наземных телескопов[70]. На момент первого сообщения о достоверно обнаруженной планете, пришедшего от команды «Кеплера», человечество знало уже более чем о 400 планетах, 3/4 из которых удалось найти методом доплеровской спектроскопии. Транзитным методом было обнаружено около 50 объектов. Самыми неожиданными в популяции выявленных экзопланет стали горячие юпитеры. Но хотя именно их оказалось большинство, все понимали, что пока рано делать какие-либо выводы: тяжелые планеты вблизи своих звезд – легкая добыча при использовании метода радиальных скоростей, а все остальное ускользает от внимания.
Более честную статистику удалось получить только после нескольких лет работы «Кеплера». Чувствительная аппаратура этого космического телескопа позволила увидеть даже маленькие экзопланеты, которые трудно обнаружить наземными телескопами. Оказалось, что наиболее многочисленный тип экзопланет – это планеты с радиусом в 2–4 R⊕ и массой до 10 M⊕. Эти планеты называются суперземлями. Их, как правило, находят в тесных многопланетных системах на близких к своим родительским звездам расстояниях, отчего их орбитальный период чаще всего не более 200 земных суток. В Солнечной системе таких планет нет. Что же они собой представляют?
Все планеты, которые мы встречали до этого, как вы уже наверняка успели заметить, можно отнести к одному из двух классов в зависимости от преобладающего в их составе материала: каменистые или газовые. Обычно при определении класса планеты у астрофизиков не возникает сложностей. Надо всего лишь взять ее массу, вычисленную по радиальной скорости звезды, и разделить ее на объем, который находится с помощью транзитного метода. Это дает нам среднюю плотность планеты, которая, в свою очередь, позволяет оценить состав планеты на основании физических моделей. Более того, часто, чтобы установить класс планеты, даже не обязательно знать и массу, и радиус. Хватит и одной из этих величин. Действительно, если вы нашли планету массой в 1,5 MJ она вряд ли будет иметь твердую поверхность, а если обнаружили планету с радиусом, равным радиусу Земли, то странно было бы ожидать, что эта планета окажется преимущественно газовой. Так, по крайней мере, казалось астрофизикам.
Масса и радиус экзопланеты измеряются с большей или меньшей погрешностью, зависящей от точности приборов и того, насколько аккуратно мы можем вычислить массу звезды. Неприятность с объектами, которые в таком большом количестве обнаружил телескоп «Кеплер», состоит в том, что они, имея один и тот же размер или одну и ту же массу, могут принадлежать к двум разным классам! Иногда случается такое, что изначально вычисленная плотность планеты указывает на газовый мир, а немного уточненная – переводит эту же экзопланету в разряд скалистых суперземель. Бывает и наоборот. Эти планеты как бы находятся на границе между газовыми и каменистыми планетами и готовы перескочить на любую сторону.
Но все же некоторые эмпирические выводы сделать можно. В большинстве своем планеты с радиусом до 2 R⊕ относятся к скалистым суперземлям, а те, что имеют более крупные размеры, представляют собой газовые суперземли – их называют мини-Нептунами103. Мини-Нептуны Глизе 436 b и Глизе 1214 b имеют радиусы бо́льшие, чем 2 R⊕ (4,21 и 2,68 R⊕), и массы 23,20 и 6,55 M⊕ соответственно. Вычисление объемных плотностей дает значения 1,69 г/см3 для Глизе 436 b и 1,87 г/см3 для Глизе 1214 b, и это лишь немного больше, чем плотности Урана и Нептуна (1,27 и 1,63 г/см3). Планетарные модели предсказывают, что эти экзопланеты содержат значительное по объему количество водорода, гелия и паров воды – типичные мини-Нептуны. У некоторых мини-Нептунов плотности даже меньше, чем 1 г/см3. С другой стороны, большинство скалистых суперземель, например CoRoT-7 b, Kepler-10 b и Kepler-36 b, с радиусами менее 2 R⊕, имеют плотность, соответствующую железоникелевым породам (6–10 г/см3).