Методы обнаружения земноподобных планет

Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 2007, 60-61, 79-87

© Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2007

Методы обнаружения земноподобных планет

Г. М. Бескин, Д. А. Растегаев, Ю. Ю. Валега

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167, Россия

Открытие планеты у звезды главной последовательности 51 Peg в 1995 году ознаменовало начало “новой эры” в астрономии. На сегодняшний день найдено свыше 200 звезд с планетами “юпитерианских” масс. Однако главной, все еще не решенной, задачей экзопланетологии остается обнаружение и изучение планет, на которых может возникнуть жизнь, в первую очередь — похожих на Землю. В работе проанализирована эффективность различных методов поиска планет земных масс. Показано, что для достижения этой цели можно использовать аподизацию при получении прямых изображений планет, микролинзирование ими фоновых звезд, транзиты и тайминг пульсаций родительской звезды. Обсуждаются характеристики некоторых космических миссий, в рамках которых возможно обнаружение маломассивных планет.

DETECTION METHODS OF EARTH-LIKE PLANETS, by G.M.Beskin, D.A.Rastegaev, Y.Y.Balega. The “new times” in astronomy began in 1995 after discovery of planets orbiting main sequence stars. Till now over 200 planets with Jupiter-like masses have been detected. The main problem of exoplanetology to be solved is finding and study of planets which are suitable for life creation — first of all Earth-like ones. Efficiency of different methods aimed to search for such planetes are analysed. It is demonstrated that Earth-like planets can be detected by apodization of their images, microlensing of backrgound stars, transits and timing of pusations of host stars. Several space-borne projects are discussed as tools of low-mass planets detections.

1. Введение

Открытие планет вокруг пульсара PSR 1257+12 (Волчан и Фрайл, 1992) активизировало их поиски у обычных звезд. Обнаружение же “горячих Юпитеров” (Майор и Келоз, 1995) стало началом “новой эры” не только в астрономии, но и в проблеме SETI: надежды найти признаки жизни, похожей на нашу, стали реальностью. Однако большинство известных на сегодняшний день планет имеют массы, сравнимые с массой Юпитера, и удалены от родительской звезды на расстояния, не превышающие 1 АЕ (около 70% объектов). В таких случаях возможность возникновения углеродно-кислородной жизни практически исключена. По современным предствлениям она может появиться на планетах с земными массами, находящихся в зоне жизни — области вокруг звезды, в которой на планетах может существовать жидкая вода (Кастинг и др., 1993) (рис. 1). Например, для звезд спектрального класса G эта зона лежит между орбитами Венеры и Марса.

Массивные планеты обладают достаточной силой тяжести, чтобы удержать атмосферу, планеты

же с массами менее 0.5 Mg1, скорее всего, ее теряют. Кроме того, у таких маломассивных планет отсутствуют тектонические плиты, необходимые для реализации круговорота С02 (Кастинг и др., 1993). Таким образом, в рамках проблемы SETI необходимо искать земноподобные планеты на расстояниях около 1AU от солнцеподобных звезд. В данной статье мы рассматриваем применимость различных методов поиска для обнаружения планет с земными параметрами при наблюдениях в оптическом и ПК-диапазонах.

2. Методы обнаружения планет

Существующие методы обнаружения планет (рис. 2) можно разделить на два типа: прямые и косвенные. В первом случае регистрируется излучение самой планеты. Во втором — обнаруживаются вариации характеристик родительской звезды (или фонового объекта — в микролинзировании), обу-

1 Далее в тексте используются следующие обозначения: М^ — масса Юпитера, — масса Земли (близка к 0.003 М%).

Рис. 1: Зона, пригодная для существования

углеродно-кислородной жизни (помечена №). По оси абсцисс — логарифм расстояния планеты от, родительской звезды,, по оси ординат, — логарифм массы, родительской звезды, в солнечны,х единицах (Кастинг и др., 1993).

словленные влиянием планеты. Таким образом, в число прямых методов входит получение изображения планеты (с использованием адаптивной оптики, короттографии, интерферометрии) и длиннобазовая интерферометрия, а к косвенным относятся: построение кривой лучевых скоростей звезды, астрометрия, наблюдения транзитов и микролип-зировапия, тайминг пульсаций родительской звезды. Каждый метод характеризуется измеряемыми величинами (наблюдаемыми), параметрами — наблюдаемыми. Они связаны с физическими параметрами планеты: ее массой Мр, радиус ом Rp, температурой Tp, расстоянием от родительской звезды а, орбитальным периодом Р, яркостью Lp и расстоянием D от Солнца2 (Шнайдер, 1999).

2.1. Метод лучевых скоростей

Практически все известные на сегодня планеты обнаружены в результате анализа лучевых скоростей звезды (http : //exoplanet.euf). Современная точность их измерения составляет около 1-3 м/с, что одновременно является и фундаментальным пределом, поскольку такие скорости характерны и для движений в атмосфере звезды (Перриман и др., 2005). Однако эти наблюдения позволяют находить у солнцеподобных звезд лить планеты с массами до 0.01 - 0.1 М^ (в зависимости от

орбитального периода). Точность же определения лучевой скорости, необходимая для обнаружения земноподобной планеты у таких звезд, составляет 0.03 - 0.1 м/с. Еще одним недостатком метода является зависимость результатов от неизвестного наклона орбиты к лучу зрения.

В то же время маломассивная звезда (в частности карлик спектрального класса М) может менять свою лучевую скорость под воздействием земноподобной планеты с амплитудой, превышающей предельную чувствительность МЛС. Именно таким образом и была обнаружена планета с массой 5Mg у звезды G1 581 (Удри и др., 2007). Год па этой планете, попадающей в близкую к звезде зону жизни, длится около 12 дней. При этом из-за приливного взаимодействия она обращена к светилу одной стороной. Таким образом, впервые появились основания для размышлений о характере жизни в столь нестандартных условиях.

2.2. Методы, основанные на исследовании прямых изображений звезды или планеты

Отношение яркостей Земли и Солнца в оптическом диапазоне составляет около 5  10-10. Для Юпитера же эта величина близка к 2.5  10-9. Она возрастает в диапазоне 1 — 2 мкм и достигает 10-7 для земноподобных планет (Энджел и др., 1986). Следовательно, чтобы обнаружить планету па фоне звезды, нужно получать прямые изображения с контрастом не менее 18 звездных величин. Теоретические оценки показывают, что использование специальных приемов его повышения позволяет решить эту задачу (см. пп. 2.2.3, 2.2.6).

2.2.1. Астрометрия звезды-хозяйки)

Метод заключается в измерении вариаций положения фотоцептра звезды, чье движение возмущено планетой. Полуось эллипса смещения фотоцептра можно найти из выражения

2 Соответствующие величины, относящиеся к родительской звезде, будем обозначать *.

Мр а

а = Жк'Т)-

Например, если бы мы наблюдали пашу Солнечную систему с расстояния 10 пк, то влияние Юпитера приводило бы к смещению фотоцептра Солнца па 500 микросекунд дуги, а Земли — па 0.3 микросекунды дуги. Для сравнения

— данные, полученные па спутнике НЕРРАКСОЭ (ЕКА, 1997) (паилучтпие па сегодняшний день), имеют астрометрическую точность около 1 миллисекунды. Планируемая чувствительность приборов спутника ОА1А (Перриман, 2003), запуск которого намечен в следующем десятилетии, составляет 3 микросекунды дуги. Предельная точность

Рис. 2: Классификация методов обнаружения планет по Перриману и Хайнауту (2005).

интерферометров SIM PlanetQuest (Научная рабочая группа SIM, 2000) также не будет превышать 1 микросекунду дуги. Впрочем, у самых близких звезд предполагается обнаружить несколько планет, сопоставимых по массе с Землей. Тем не менее, в ближайшем будущем с помощью астрометрии нельзя будет обнаруживать земноподобные планеты в больших количествах.

2.2.2. Длиннобазовая интерферометрия

Применение методов классической интерферометрии Майкельсона при наблюдениях с системой оптических телескопов сопряжено с большими техническими трудностями. Основная сложность заключалась в согласовании оптической разности хода лучей от телескопов, разнесенных на расстояния в десятки метров друг от друга, с точностью, близкой к 1 мкм. На сегодняшний день технические проблемы успешно решены (см. например, сайт http : //olbin.jpl.nasa.gov), однако этот метод не позволяет обнаруживать земноподобные планеты. Он применим только к объектам ярче 9 звездной величины, при этом контраст между звездой и планетой не должен превышать 7-ми звездных

величин (Монье, 2003; Балдвин, 2003) (рис. 3).

2.2.3. Коронография

Основной методической особенностью короногра-фии является экранирование яркого центрального объекта специально подобранной диафрагмой, что позволяет повысить контраст изображения планеты. Тем не менее в этом случае максимальная разность блеска между нею и звездой не может превышать 8 звездных величин, что явно не достаточно для обнаружения земноподобных планет. Однако применение дополнительных методов (например аподизации) позволяет выделять компоненты слабее звезды более чем в 109 раз (Янг и Костпн-ский, 2004).

2.2.4- Адаптивная оптика

Использование адаптивной оптики в классическом варианте не позволяет обнаруживать планеты земного типа, так как этот метод не разрешает компоненты с разностью блеска, превышающей 5 звездных величин. На рис. 4 показано изображение планеты с массой ЪЫ^_, обращающейся вокруг корич-

50 25 0 -2S

Рис. 3: Изображение системы 01 Оп С, восстановленное мет,одом аперт,урного синтеза по данным, полученным на длиннобазовом интерферометре ЮТА в Н полосе (Краус и др., 2007).

Рис. 4: Изображение планет,ы,, обращающейся вокруг коричневого карлика 2М1207 (Шовэн и др., 2004).

нового карлика 2М1207 (Шовэн и др., 2004). Контраст здесь составляет около 5 зв. вел. и близок к предельному для метода адаптивной оптики.

2.2.5. Покрытие Луной

Угловое разрешение метода не зависит от размера зеркала телескопа и достигает 3 — 5 мс дуги (рис. 5). Разность блеска разделяемых объектов для телескопов 8-10-метрового класса не может превышать 11 звездных величии (Рикики, 2003), что не дает возможности использовать покрытие звезд Луной для поиска земноподобных планет.

Рис. 5: Кривая блеска двойной системы, FW Таи при покрытии Лупой (Лейнерт, и др., 1991). Рас-

II II

стояние между компонентами — 0 .151 ± 0 .005; разность блеска Аш = 0.

2.2.6. Аподизация

Планета, обращающаяся вокруг звезды с яркостью L* на угловом расстоянии а = a/D, отражая свет звезды, имеет яркость Lp, определяемую выражением

где ф(Ь) = 1 — sin i — sin(2nt/P) — фазовый фактор, A — альбедо, i — наклонение орбиты. Как было отмечено в п. 2.2, отношение Lp/L.k очень мало, лишь в ИК-диапазоне оно достигает 10-7 (Энджел и др., 1986). К счастью, при достаточном расстоянии от звезды контраст увеличивается, поскольку изображение планеты располагается на фоне излучения дифракционных колец, а не центрального максимума размером в = 1.2A/d, где d — диаметр телескопа.

Для Юпитера (a = 5AU), если бы его наблюдали на 1-м телескопе на длине волны 0.5 мкм с расстояния 5 нк, отношение яркости планеты к “подсветке” звезды составило бы 2.5  10-4. Чтобы обнаружить такую планету на уровне 5а, требуется суммарная экспозиция в 4  106с (1 месяц), что является нереальным. Однако поверхность зеркала (скорее всего, вторичного) телескопа можно изменить таким образом, чтобы свет от звезды, отраженный разными его зонами, приходил в фокальную плоскость в интерференционном минимуме. Рассмотрим амплитуды световых волн, пришедших из двух разных точек зеркала, разнесенных на расстояние l: A* и A* для звезды и AP и Ap для планеты. Пусть поверхность зеркала деформирована так, что эти две точки смещены вдоль

светового луча на величину d. В фокальной плоскости (фокусное расстояние — F) относительная разность фаз Al и составит (l/F)d/A, а для лучей Ар и Ар она будет (l/F + a)d/A. Результирующие амплитуды волн в фокальной плоскости (Шнайдер, 1999):

* = A + A2 = A*

p = Ap + Ap = Ap

Величины F и a фиксированы, но можно варьи-ld

условия (l/F)d/A = (2n + 1)п и (l/F + a)d/A = 2un. Тогда мы будем иметь A* = 0, a Ap = 2Ap = 0, т.е. излучение звезды в области локализации изобра-

d

разными способами, например, с помощью пьезоэлектрических активаторов. Этот метод называется “аподизацией” и позволяет уменьшить контраст системы “звезда-планета” до величины, достаточной для обнаружения земноподобных планет.

Вместо деформирования зеркала можно воспользоваться турбулентностью атмосферы, кото-

d

тах порядка 1 кГц. Получая короткоэкспозиционные изображения звезды и планеты, на некоторых снимках мы будем видеть саму планету, если случайно будут выполняться приведенные выше условия (метод темных спеклов) (Лабейри, 1995).

Если не использовать аподизацию для подавления излучения звезды, а просто компенсировать искажения волнового фронта, то и в этом случае можно обнаружить планеты, но с юпитериански-ми массами и только у маломассивных звезд или коричневых карликов (Шовэн и др., 2004) (пункт 2.2.4).

2.3. Микролинз ирование

Эффект гравитационного микролинзирования возникает, когда фоновая звезда пересекает окружность Эйнштейна объекта, расположенного между нею и наблюдателем. При этом ее яркость изменяется со временем в виде симметричной вспышки, продолжающейся недели месяцы. Если объект представляет собой звезду с планетой, на кривой блеска появляются дополнительные достаточно контрастные детали малой длитвлъ-ности. Для планет с массами от 1Mÿ до 10Mj интенсивность этих деталей возрастает более чем на 10% в течение нескольких часов (Бене и Рае, 1996). В результате микролинзирования к настоящему времени обнаружены 4 планеты (http : //exoplanet.eu) (рис. 6) с массами от 2.6 до 0.017M^. Однако, теоретически этот метод позволяет обнаруживать и менее массивные тела.

Рис. 6: Кривая блеска события микролинзирования OGLE 2003-BLG-235, в котором впервые обнаружена планета вблизи звезды — гравитационной линзы (Бонд и др. 2004)-

К сожалению, микролинзирование связано с “мгновенной” конфигурацией фоновой звезды, звезды с планетой и наблюдателя, которая никогда не повторится. Таким образом, планета не может быть исследована. К настоящему времени уже выполнено несколько крупных проектов по поиску гравитационного микролинзирования (OGLE, МОЛ и др.), а также планируются новые. Низкая результативность обнаружения планет с помощью этого метода методом говорит о малой вероятности таких событий и необходимости более длительных рядов наблюдении.

2.4. Транзит

При прохождении планеты по диску звезды (транзите) блеск последней незначительно ослабляется. Наблюдения этих вариаций яркости позволяют одновременно определить несколько параметров такой системы (Дииг, 1998). Величина падения яркости АЬ и яркость звезды Ь* связаны с радиусами звезды и планеты соотношением

^ /ДрУ и ~ \R*J

в случае равномерного распределения яркости по звездному диску. При транзите на экваторе звезды с коэффициентом потемнения к краю 0.6 максимальное падение блеска возрастает на 25%. Так как потемнение к краю зависит от длины волны, планетный транзит также вызывает, хотя и незначительные, вариации цвета. Длительность прохождения планеты по диску звезды т задается фор-

мулои

Р ( R+cos S + R п V а

где д — широта транзита. Нужно отметить, что обнаружение небольших вариаций т может указывать на присутствие в системе дополнительных планет (Дииг, 1998).

После регистрации транзита, если известен радиус звезды, например, по данным спектральной классификации, из (5) можно найти радиус планеты. Зная Р и массу звезды, можно определить большую полуось орбиты а из третьего закона Кеплера. С использованием (6) можно получить широту транзита д, зная его длительность т. Эта информация может быть использована для оценки угла наклонения орбитальной плоскости по формуле:

Rksin 5

Отсюда (при д = 90°) легко найти минимальное наклонение, при котором прохождение по диску еще обнаруживается,

arccos(Rk/а).

Из соотношений (5) и (7) следуют основные особенности применения метода — необходимо регистрировать очень малые вариации блеска, эффект можно наблюдать только при орбитальном накло-90°

звезд. Отношение диаметров внутренних планет Солнечной системы и Солнца составляет около 1:100. Для наблюдателя, который пытается обнаружить транзиты планет Солнечной системы, относительное падение блеска звезды будет

—— = 8.4 • 10 5 для Земли

AL ~L

—— = 1.1 • 10 2 для Юпитера.

Переменность Солнца на шкале от нескольких часов до одного дня (характерная длительность транзита) существенно меньше — АЬ0/Ь0 ~ 10-5. Изменения блеска, обусловленные пятнами на поверхности вращающейся звезды, можно легко отличить от транзита из-за различий в характерных временах, так как они связаны с вращением звезды вокруг оси. В то же время предельная точность фотометрии при наземных наблюдениях ограничена низкочастотными атмосферными нестабильностями и составляет около 0.1%. Таким образом, транзиты юпитероподобных планет легко могут наблюдаться с Земли (рис. 7). Для обнаружения же земноподобных планет около звезд

JD - Тс

Рис. 7: Первое обнаружение планеты методом транзита у звезды HD 209458 (Шарбоне и др. 2000).

главной последовательности требуются космические наблюдения. Их чувствительность существенно выше ожидаемых вариаций блеска звезды в результате транзита земноподобной планеты.

Для удаленного наблюдателя, не оставляющего попытки обнаружить Землю в Солнечной системе, достижение благоприятного результата возможно при наклонении земной орбиты, превышающем д = 89.73°. Легко видеть, что вероятность удачной для наблюдения транзита ориентации системы есть отношение площадей поверхностей шарового слоя высоты 2Д* и радиуса а и всего шара 4па2

2п  2R+

Р

4па2 что дает:

R*/а — cos(imin) >

0.65% — для Венеры,

0.47% _ дЛЯ Земли,

0.041% — для Юпитера.

Для оценки частоты обнаружения транзитов эти

Р

следует, что транзиты земноподобных планет могут обнаруживаться в 100 раз чаще, чем транзиты “юпитеров” (Дииг, 1998). Таким образом, метод транзитов весьма эффективен для поиска внутренних планет, однако лишь при наблюдениях из космоса.

2.5. Тайминг

Изменения времени распространения излучения звезды, обладающей планетой, из-за обращения вокруг центра масс системы могут быть использованы для поиска планет. Они очевидным образом приводят к вариациям моментов регистрации

cos г —

а

Таблица 1: Характерное время обнаружения системы земной конфигурации

X И11 звезды Pio/z-3 10 мин/0та.001 m rnin mag Т  тплп лет m aver mag т -aver лет

6 Щита 6-1СГ2 -42 2 0.02 9 14.33

/3 Цефея 0.18-3.6 2 0.20 9 128.99

гоАр 0.4 - 150 4 6.37 6 40.19

Белый карлик 3 • 10 3 -4 12 0.57 14 3.58

Солнце 3.0 - 4000 0 9.00 3 142.64

фиксированных фаз пульсаций (вращения звезды) , если добротность этих периодических процессов достаточно высока. Именно измерения вариаций моментов прихода радиоимпульсов пульсара РВИ 1257+12 позволили обнаружить планеты земного типа (Волчан и Фрайл, 1992). В частности, для круговой орбиты, видимой с ребра, и типичной массы пульсара 1.35М0 амплитуда изменений моментов прихода импульсов пульсара определяется выражением (Волчан, 1997):

Планеты с массой Юпитера или Земли могут быть обнаружены у ’’нормальных” медленных пульсаров, в то время как тела значительно меньшей массы, такие как Луна и большие астероиды могут быть обнаружены у миллисекундных пульсаров. Аналогичные исследования вариаций периодических изменений блеска у “обычных” звезд могут привести к обнаружению земноподобных планет (Бескин и др., 2002). В табл. 1 приведено характерное время, необходимое для обнаружения планеты земного типа у пульсирующих родительских звезд различных видов (Бескин и др., 2002). В первой колонке указан тип звезды, во второй — отношение периода пульсаций, выраженного в единицах 10 минут, к глубине модуляции е (£-з = 1000е). Далее приведены максимальная и средняя звездные величины объекта и соответствующие продолжительности наблюдений, необходимых для обнаружения земноподобной планеты. Для оценок использовались наилучшие отношения Р к е (самые короткие периоды пульсаций и самые большие амплитуды вариаций). Таким образом, в течение нескольких недель - одного года можно обнаружить земноподобные планеты у достаточно ярких переменных звезд типа 6 Щита, в Цефея и белых карликов при наблюдениях на 1-2-метровом телескопе.

3. Перспективы

Для обнаружения и исследования планет, похожих на Землю, предназначены многочисленные космические и наземные инструменты, описание которых можно найти на странице http : //exoplanet.eu/. Здесь мы упомянем лишь три — GAIA, KEPLER и SIM PlanetQuest. Реализация этих космических проектов, запланированных на ближаишие 10 лет, позволит получить данные высокого качества.

GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) — пожалуй, самый грандиозный проект ближайшего будущего. Он не предназначен специально для поиска планет. Это астрометрическая миссия Европейского Космического Агенства (ES А), в ходе которой за пять лет планируется измерить параллаксы около миллиарда звезд с беспрецедентной точностью. Например, для звезд до 15-ой звездной величины она составит 10 микросекунд дуги, что по порядку величины сопоставимо с угловым диаметром человеческого волоса, наблюдаемого на расстоянии 1000 км. Расстояния до звезд вблизи галактического центра планируется измерить с точностью 10%. Хотя даже такая чувствительность не позволит обнаружить планеты земного типа, данные, полученные в рамках этого проекта, дадут возможность существенно продвинуться в решении многих астрофизических проблем, в том числе и связанных с изучением экзопланет. Запуск спутника намечен на 2011 год.

KEPLER — это первая миссия NASA, предназначенная для обнаружения земноподобных планет при наблюдениях их транзитов. Запуск спутника запланирован на 2008 год. На его борту будет установлен телескоп системы Шмидта диаметром 0.95 м с полем зрения 105 град2. В течение 4-летней работы инструмента будет проводиться фотометрический мониторинг выбранной группы звезд ярче 14-ои звездной величины. У звезд 12ой величины с помощью установленного на борту приемника можно будет обнаружить транзит земноподобной планеты на уровне 4 а за 6.5 часов. Подробности реализации проекта — на сайте

http : //kepler.nasa.gov.

SIM PlanetQuest

— проект NASA. Это первый космический интерферометр, предназначенный для высокоточных измерений параллаксов звезд. База интерферометра составит 9 метров. В рамках проекта предполагается проведение глубокого обзора

— измерение параллаксов ближайших 250 звезд с точностью 1 микросекунда дуги; широкого обзора (Broad survey) — измерение параллаксов около 2000 звезд с точностью 3 микросекунды дуги; поиска массивных планет вокруг молодых звезд. Согласно последним данным, миссия начнет свою работу в 2010 году и продлится не менее 10 лет. По-

http :

//planetquest.jpl.nasa.gov/SI M /sim_index.cf т.

4. Заключение

Земноподобная планета, обращающаяся вокруг звезды, расположенной в 100 пк от Солнца для земного наблюдателя, будет удалена от своего светила на 10 mas, имея блеск 28-29то. В принципе, некоторые методы наблюдений, основанные на анализе собственного блеска планеты (т.е. ее изображения), обладают достаточным пространственным разрешением, а при реализации на телескопах 8-10-метрового класса и проницающей силой, чтобы обнаружить такие объекты (короногра-фия, адаптивная оптика, покрытие Луной). Однако их непосредственное использование не дает возможности получить разумное отношение “сигнал-шум” при поиске планет из-за подсветки звезды, т.е. контраст разделяемых компаньонов системы ограничен 5-11 зв. величинами. В то же время сочетание упомянутых методов с подавлением излучения звезды в области локализации планеты (аподизация) повышает допустимый контраст до 20-ти зв. величин, что позволит в конечном итоге обнаруживать земноподобные спутники звезд (Ла-бейри, 1995; Шнайдер, 1999).

С другой стороны, оценки показали, что методы поиска планет, использующие их влияние на излучение звезды-хозяйки как затмевающего тела или фоновой звезды как гравитирующего (транзит и микролинзирование, соответственно), пригодны для обнаружения земноподобных объектов (Бене и Рас, 1996; Дииг, 1998). Есть серьезные надежды, что транзиты планет, подобных Земле, будут обнаружены в ближайшие годы в рамках одного из нескольких десятков космических проектов. Можно ожидать получение подобных результатов и в продолжающихся ныне обзорах по обнаружению явлений микролинзирования, например, OGLE (Удальский, 2003). Наконец, нам представляется достаточно перспективным развитие методов изучения вариаций параметров пульсирующих

звезд, в особенности белых карликов (Бескин и др., 2002 ). Вполне вероятно, что это направление исследований приведет к обнаружению земноподобной планеты у белого карлика (о возможности образования планет в планетарных туманностях см., например (Сокер, 1999)).

Список литературы

Балдвин (Baldwin J. Е.), 2003, Optical Astronomy II, volume 4838 of Proc. SPIE, 1 Бене и Рае (Bennett D. P., Rhie S. H.), 1996, ApJ, 472, 660

Бескин и др. (Beskin G., Bartolini C., Guarnieri A., Pio cioni A.), 2001, in: "The bridge between the big bang and biology", Proceedings of International workshop, ed.: Giovanelli F., Stromboli, 190 Бескин и др. (Beskin G., Bartolini C., Guarnieri A., Pic-cioni A.), 2002, in: Proceedings of the First Eddington Workshop on Stellar Structure and Habitable Planet Finding, ed.: Battrick B., Cordoba, 225 Бонд и др. (Bond I. A. et al.), 2004, ApJ, 606, L155 Волчан и Фрайл (Wolszczan A., Frail D. A.), 1992, Nature, 355, 145W Волчан (Wolszczan A.), 1997, in: “Planets Beyond the Solar System and the Next Generation of Space Missions”, Proceedings of a workshop, ed.: Soderblom D., Baltimore, 135 Дииг (Deeg H.-J.), 1998, in: “Brown dwarfs and extrasolar planets”, Proceedings of a Workshop, eds.: Rebolo R., Martin E. L., Zapatero Osorio M. R., Puerto de la Cruz, 216

EKA (European Space Agency), 1997, "The Hipparcos and Tycho Catalogues", ESA Publ. Division, SP-1200 Кастинг и др. (Kasting J. F., Whitmire D. P., Reynolds R. Т.), 1993, Icarus, 101, 108 Лабейри (Labeyrie A.), 1995, A&A, 298, 544 Лейнерт и др. (Leinert at al.), 1991, A&A, 250, 407 Майор и Келоз (Mayour М., Queloz D.), 1995, Nature, 378, 355

Монье (Monnier J. D.), 2003, Reports on Progress in Physics, Volume 66, Issue 5, 789 Научная рабочая группа SIM (SIM Science Working Group), 2000, Final report of the SIM Science Working Group

Перриман (Perryman М.), 2003, in: “GAIA Spectroscopy: Science and Technology”, ASP Conference Proceedings, Vol. 298, 3 Перриман и др. (Perryman M. et al.), 2005, astroph/0506163

Перриман и Хайнаут (Perryman М., Hainaut О.), 2005: in “Extra-solar planets, ESA-ESO Working Groups report” Report by the ESA-ESO Working Group on Extra-Solar Planets Рикики (Richichi A.), 2003, A&A, 397, 1123 Сокер H. (Soker N.), MNRAS, 306, 806 Удальский A. (Udalski A.), 2003, Acta Astron., 53, 291 Удри и др. (Udry S. et al.), 2007, A&A, 469, L43 Шарбоне и др. (Charbonneau D., Brown Т. М., Latham D. \\ .. Mayor М.), 2000, ApJ, 529, L45 Шнайдер (Schneider J.), 1999, C.R. Acad. Sci. Paris,

327, Serie lib. 11.6, 621 Шовэн и др. (Chauvin G. et al.), 2004, A&A, 425, L29 Энджел и др. (Angel J.R., Cheng A.Y.S., Woolf N.J.), 1986, Nature, 322, 341 Энджел (Angel J.R.), 1994, Nature, 368, 203

Янг и Костинский (Yang W., Kostinski A.B.), 2004, ApJ, 605, 892

http : //exoplanet.eu/ http : //kepler.nasa.gov http : //olbin..jpl.nasa.gov

http : //planetquest.jpl.nasa.gov/SIM/sim_index.cfm