Для звезды с температурой фотосферы около 100 000 K не следует ожидать сильного излучения в жестких рентгеновских лучах, и поэтому его присутствие является загадкой. Это может свидетельствовать о наличии высокой температуры аккреционного диска в двойной звездной системе.
Расстояние:
Измерение точных расстояний до планетарных туманностей всегда представляло собой проблему. Многие методы, применяющиеся для этого, основываются на общих предположениях и могут быть неточны в конкретных случаях.
Однако в последние годы использование телескопа Хаббла позволило ввести новый метод определения расстояний. Все планетарные туманности расширяются, поэтому наблюдения с достаточным угловым разрешением, совершаемые с промежутком в несколько лет, отмечают увеличение видимых размеров туманностей. Обычно это увеличение очень мало — всего лишь несколько миллисекунд в год или меньше. С помощью спектроскопических наблюдений, используя эффект Доплера, можно вычислить линейную скорость расширения вдоль луча зрения. Затем, сравнив угловую скорость роста с линейной, можно рассчитать расстояние до туманности.
В 1994 и 1997 годах NGC 6543 была исследована по этому методу. Её угловое расширение оказалось равным примерно 10 миллисекунд в год, а линейное — 16,4 км/с. В конечном итоге было установлено, что расстояние до туманности приблизительно равно 1000 парсекам (или 3300 световым годам, или 3⋅10 в 16 степени км).
Возраст:
По угловой скорости расширения можно также определить возраст туманности. Почти все проведённые измерения говорят о том, что если оно происходило с постоянной скоростью, то от начала образования прошло около 1000 лет. Поскольку вновь выбрасываемое вещество встречает на своём пути сопротивление в виде уже имеющегося (выделенного на ранних стадиях эволюции), этот срок следует считать верхним пределом возраста туманности.
В то же время оказалось, что внешние пиковидные части туманности имеют бо́льший возраст — равный примерно 1600 годам. Скорее всего, они образовались из вещества, выброшенного звездой ещё до образования самой туманности.
Состав:
Как и для большинства далёких астрономических объектов, главные составляющие NGC 6543 — это водород и гелий, в то время как более тяжёлые элементы присутствуют в гораздо меньших количествах. Точный состав может быть определён на основании спектроскопических наблюдений. Все включения обычно описываются по отношению к водороду, самому распространённому элементу.
Различные исследования обычно дают неодинаковые данные по элементному составу. Часто это происходит из-за того, что спектрографы телескопов не могут собрать весь свет, исходящий от исследуемых объектов, а принимают лишь его долю через диафрагму или апертуру объектива. Следовательно, при разных наблюдениях захватываются разные части туманностей.
Но в случае с NGC 6543 результаты измерений в целом сходятся. Содержание гелия относительно водорода составляет 0,12, углерода, как и азота, — 3⋅10 в −4 степени, и кислорода — 7⋅10 в −4 степени. Это типичные соотношения для планетарных туманностей. Относительное содержание и углерода, и азота, и кислорода выше, чем у нашего Солнца, так как атмосфера звёзд насыщается этими элементами, получающимися в процессе ядерного синтеза, уже ближе к стадии планетарной туманности.
Тщательный спектроскопический анализ NGC 6543 показал, что она может содержать небольшое количество вещества, значительно обогащённого тяжёлыми элементами.
Развитие и морфология:
Обработанное изображение NGC 6543 позволило выявить внутреннюю структуру: концентрические окружности газа, окружающие внутреннее ядро, линейные структуры, которые, вероятно, образуются джетами, исходящими от двойной звёздной системы в центре туманности.
В плане структуры, Кошачий глаз — очень сложная туманность, и механизм или механизмы, приведшие к такому сложному строению, до конца не поняты.
Расстояние:
Измерение точных расстояний до планетарных туманностей всегда представляло собой проблему. Многие методы, применяющиеся для этого, основываются на общих предположениях и могут быть неточны в конкретных случаях.
Однако в последние годы использование телескопа Хаббла позволило ввести новый метод определения расстояний. Все планетарные туманности расширяются, поэтому наблюдения с достаточным угловым разрешением, совершаемые с промежутком в несколько лет, отмечают увеличение видимых размеров туманностей. Обычно это увеличение очень мало — всего лишь несколько миллисекунд в год или меньше. С помощью спектроскопических наблюдений, используя эффект Доплера, можно вычислить линейную скорость расширения вдоль луча зрения. Затем, сравнив угловую скорость роста с линейной, можно рассчитать расстояние до туманности.
В 1994 и 1997 годах NGC 6543 была исследована по этому методу. Её угловое расширение оказалось равным примерно 10 миллисекунд в год, а линейное — 16,4 км/с. В конечном итоге было установлено, что расстояние до туманности приблизительно равно 1000 парсекам (или 3300 световым годам, или 3⋅10 в 16 степени км).
Возраст:
По угловой скорости расширения можно также определить возраст туманности. Почти все проведённые измерения говорят о том, что если оно происходило с постоянной скоростью, то от начала образования прошло около 1000 лет. Поскольку вновь выбрасываемое вещество встречает на своём пути сопротивление в виде уже имеющегося (выделенного на ранних стадиях эволюции), этот срок следует считать верхним пределом возраста туманности.
В то же время оказалось, что внешние пиковидные части туманности имеют бо́льший возраст — равный примерно 1600 годам. Скорее всего, они образовались из вещества, выброшенного звездой ещё до образования самой туманности.
Состав:
Как и для большинства далёких астрономических объектов, главные составляющие NGC 6543 — это водород и гелий, в то время как более тяжёлые элементы присутствуют в гораздо меньших количествах. Точный состав может быть определён на основании спектроскопических наблюдений. Все включения обычно описываются по отношению к водороду, самому распространённому элементу.
Различные исследования обычно дают неодинаковые данные по элементному составу. Часто это происходит из-за того, что спектрографы телескопов не могут собрать весь свет, исходящий от исследуемых объектов, а принимают лишь его долю через диафрагму или апертуру объектива. Следовательно, при разных наблюдениях захватываются разные части туманностей.
Но в случае с NGC 6543 результаты измерений в целом сходятся. Содержание гелия относительно водорода составляет 0,12, углерода, как и азота, — 3⋅10 в −4 степени, и кислорода — 7⋅10 в −4 степени. Это типичные соотношения для планетарных туманностей. Относительное содержание и углерода, и азота, и кислорода выше, чем у нашего Солнца, так как атмосфера звёзд насыщается этими элементами, получающимися в процессе ядерного синтеза, уже ближе к стадии планетарной туманности.
Тщательный спектроскопический анализ NGC 6543 показал, что она может содержать небольшое количество вещества, значительно обогащённого тяжёлыми элементами.
Развитие и морфология:
Обработанное изображение NGC 6543 позволило выявить внутреннюю структуру: концентрические окружности газа, окружающие внутреннее ядро, линейные структуры, которые, вероятно, образуются джетами, исходящими от двойной звёздной системы в центре туманности.
В плане структуры, Кошачий глаз — очень сложная туманность, и механизм или механизмы, приведшие к такому сложному строению, до конца не поняты.
🍓1
На структуру яркой области туманности преимущественно влияет взаимодействие между быстрым солнечным ветром центральной звезды и веществом, выброшенным на стадии образования туманности. Это взаимодействие также порождает рентгеновское излучение. Солнечный ветер «выдувает» к внешним границам массы вещества, находящиеся внутри «пузыря» туманности, и в будущем может привести к его разрыву с двух сторон.
Предполагается, что центральная звезда туманности может быть двойной. Существование аккреционного диска, вызванного передачей вещества между компонентами системы, в свою очередь, могло привести к образованию полярных струйных течений, взаимодействующих с окружающей материей, выброшенной ранее. С течением времени направление течений изменялось бы под влиянием прецессии.
За пределами яркой области туманности различим ряд концентрических колец, которые, предполагается, были выброшены звездой перед началом формирования туманности, на стадии красного гиганта по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Эти кольца распределены равномерно, что указывает на то, что они были выброшены через одинаковые интервалы времени и с одинаковой скоростью.
Открытые вопросы:
Несмотря на активное изучение, туманность Кошачий Глаз хранит много загадок. Похоже, что концентрические кольца, окружающие туманность, были выброшены с интервалами в несколько сотен лет — время, которое сложно объяснить. Считается, что тепловые пульсации, в первую очередь ответственные за образование планетарных туманностей, происходят с интервалом в несколько десятков тысяч лет, а более мелкие поверхностные пульсации — от нескольких лет до десятков лет. Таким образом, механизм, ответственный за выброс вещества с обнаруженным периодом в этой туманности, ещё не известен науке.
Спектры планетарных туманностей состоят из линий испускания. Эти линии могут образоваться либо из-за столкновительного возбуждения ионов туманности, либо из-за рекомбинации электронов с ионами. Линии, возникшие по первой причине, обычно значительно сильнее выражены; это исторически служит для определения содержания элементов. Однако исследования показывают, что для NGC 6543 содержания, вычисленные по линиям рекомбинации, примерно в 3 раза выше, чем те, что были вычислены по линиям столкновения. О причинах этого расхождения ведутся споры.
Предполагается, что центральная звезда туманности может быть двойной. Существование аккреционного диска, вызванного передачей вещества между компонентами системы, в свою очередь, могло привести к образованию полярных струйных течений, взаимодействующих с окружающей материей, выброшенной ранее. С течением времени направление течений изменялось бы под влиянием прецессии.
За пределами яркой области туманности различим ряд концентрических колец, которые, предполагается, были выброшены звездой перед началом формирования туманности, на стадии красного гиганта по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Эти кольца распределены равномерно, что указывает на то, что они были выброшены через одинаковые интервалы времени и с одинаковой скоростью.
Открытые вопросы:
Несмотря на активное изучение, туманность Кошачий Глаз хранит много загадок. Похоже, что концентрические кольца, окружающие туманность, были выброшены с интервалами в несколько сотен лет — время, которое сложно объяснить. Считается, что тепловые пульсации, в первую очередь ответственные за образование планетарных туманностей, происходят с интервалом в несколько десятков тысяч лет, а более мелкие поверхностные пульсации — от нескольких лет до десятков лет. Таким образом, механизм, ответственный за выброс вещества с обнаруженным периодом в этой туманности, ещё не известен науке.
Спектры планетарных туманностей состоят из линий испускания. Эти линии могут образоваться либо из-за столкновительного возбуждения ионов туманности, либо из-за рекомбинации электронов с ионами. Линии, возникшие по первой причине, обычно значительно сильнее выражены; это исторически служит для определения содержания элементов. Однако исследования показывают, что для NGC 6543 содержания, вычисленные по линиям рекомбинации, примерно в 3 раза выше, чем те, что были вычислены по линиям столкновения. О причинах этого расхождения ведутся споры.
🍓1
Тума́нность Сова́ (Messier 97, M 97, NGC 3587, Мессье 97) — планетарная туманность в созвездии Большая Медведица. Открыта Пьером Мешеном в 1781 году. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции «Нового общего каталога».
Центральная звезда туманности 16-й звёздной величины имеет массу, равную 0,7 массы Солнца, а масса остальной части туманности составляет 0,15 солнечной массы. Туманность расположена на расстоянии примерно 621 пк (около 2025 световых лет) от Солнечной системы и образовалась примерно 6000 лет назад. Название туманности дано лордом Россом в 1848 году из-за сходства двух тёмных пятен с глазами совы. Чтобы подчеркнуть это сходство, он сделал рисунок.
Центральная звезда туманности 16-й звёздной величины имеет массу, равную 0,7 массы Солнца, а масса остальной части туманности составляет 0,15 солнечной массы. Туманность расположена на расстоянии примерно 621 пк (около 2025 световых лет) от Солнечной системы и образовалась примерно 6000 лет назад. Название туманности дано лордом Россом в 1848 году из-за сходства двух тёмных пятен с глазами совы. Чтобы подчеркнуть это сходство, он сделал рисунок.
🍓1
Экзоплане́та, или внесолнечная планета, — планета, находящаяся за пределами Солнечной системы.
Четыре экзопланеты в системе HR 8799 вращаются вокруг звезды
Долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд оставалась неразрешённой, так как планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,24 световых года). Первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения из-за сложности такого метода (хотя в настоящее время он активно развивается, и количество открытых прямым наблюдением планет увеличивается благодаря вводу в строй новых инструментов). Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты).
По состоянию на начало февраля 2024 года достоверно подтверждено существование 5609 экзопланет в 4136 планетных системах, из которых в 890 имеется более одной планеты. Количество надёжных кандидатов в экзопланеты также велико; так, по проекту «Кеплер» на июнь 2023 года число кандидатов — около 2000, а по проекту «TESS» на июнь 2023 года — более 4000 кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов.Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из которых от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными»; в октябре 2020 года ученые подсчитали общее число возможно обитаемых экзопланет в галактике Млечный путь, их число составляет около 300 миллионов. Также, согласно текущим оценкам, около 34 % солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Общее количество планет вне Солнечной системы, напоминающих Землю и обнаруженных по состоянию на август 2016 года, составляет 216.Ближайшая к Земле экзопланета — Проксима Центавра b.
Теоретические предпосылки и ранние попытки наблюдений:
Исторически первым заявлением о возможности существования планетной системы у другой звезды, кроме Солнца, стало сделанное в 1855 году сообщение капитана Джейкоба, астронома Мадрасской обсерватории (East India Company’s Madras Observatory). В нём сообщалось о высокой вероятности существования «планетарного тела» в двойной системе 70 Змееносца. Позже, в 1890-х годах, астроном Томас Дж. Дж. Си из Чикагского университета и Военно-морская обсерватория США подтвердили наличие в системе 70 Змееносца не светящего тела (невидимого спутника) с периодом обращения в 36 лет, однако расчёты Фореста Мультона опровергают подтверждения, выполненные Си, доказывая неустойчивость подобной системы. Поэтому на данный момент (2016 год) существование планетной системы у звезды 70 Змееносца наукой считается не доказанным. Исследования, проведённые в Обсерватории Макдональд в 2006 году, показали, что если у 70 Змееносца есть планета (или планеты), то её (их) масса лежит в пределах 0,46 — 12,8 M⊕, а расстояние до звезды — от 0,05 до 5,2 а.е.
Первые попытки найти планеты вне Солнечной системы были связаны с наблюдениями за положением близких звёзд. Ещё в 1916 году Эдуард Барнард обнаружил красную звёздочку, которая «быстро» смещалась по небу относительно других звёзд. Астрономы назвали её летящей звездой Барнарда. Это одна из ближайших к нам звёзд, с массой в семь раз меньше солнечной. Исходя из этого, влияние на неё потенциальных планет должно было быть заметным. В начале 1960-х годов Питер Ван де Камп объявил, что открыл у неё спутник массой примерно как у Юпитера. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году определил, что звезда Барнарда движется без колебаний и, следовательно, массивных планет не имеет. В 2018 году было объявлено об обнаружении у звезды Барнарда суперземли (GJ 699 b) массой не менее 3,2 массы Земли.
Четыре экзопланеты в системе HR 8799 вращаются вокруг звезды
Долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд оставалась неразрешённой, так как планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,24 световых года). Первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения из-за сложности такого метода (хотя в настоящее время он активно развивается, и количество открытых прямым наблюдением планет увеличивается благодаря вводу в строй новых инструментов). Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты).
По состоянию на начало февраля 2024 года достоверно подтверждено существование 5609 экзопланет в 4136 планетных системах, из которых в 890 имеется более одной планеты. Количество надёжных кандидатов в экзопланеты также велико; так, по проекту «Кеплер» на июнь 2023 года число кандидатов — около 2000, а по проекту «TESS» на июнь 2023 года — более 4000 кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов.Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из которых от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными»; в октябре 2020 года ученые подсчитали общее число возможно обитаемых экзопланет в галактике Млечный путь, их число составляет около 300 миллионов. Также, согласно текущим оценкам, около 34 % солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Общее количество планет вне Солнечной системы, напоминающих Землю и обнаруженных по состоянию на август 2016 года, составляет 216.Ближайшая к Земле экзопланета — Проксима Центавра b.
Теоретические предпосылки и ранние попытки наблюдений:
Исторически первым заявлением о возможности существования планетной системы у другой звезды, кроме Солнца, стало сделанное в 1855 году сообщение капитана Джейкоба, астронома Мадрасской обсерватории (East India Company’s Madras Observatory). В нём сообщалось о высокой вероятности существования «планетарного тела» в двойной системе 70 Змееносца. Позже, в 1890-х годах, астроном Томас Дж. Дж. Си из Чикагского университета и Военно-морская обсерватория США подтвердили наличие в системе 70 Змееносца не светящего тела (невидимого спутника) с периодом обращения в 36 лет, однако расчёты Фореста Мультона опровергают подтверждения, выполненные Си, доказывая неустойчивость подобной системы. Поэтому на данный момент (2016 год) существование планетной системы у звезды 70 Змееносца наукой считается не доказанным. Исследования, проведённые в Обсерватории Макдональд в 2006 году, показали, что если у 70 Змееносца есть планета (или планеты), то её (их) масса лежит в пределах 0,46 — 12,8 M⊕, а расстояние до звезды — от 0,05 до 5,2 а.е.
Первые попытки найти планеты вне Солнечной системы были связаны с наблюдениями за положением близких звёзд. Ещё в 1916 году Эдуард Барнард обнаружил красную звёздочку, которая «быстро» смещалась по небу относительно других звёзд. Астрономы назвали её летящей звездой Барнарда. Это одна из ближайших к нам звёзд, с массой в семь раз меньше солнечной. Исходя из этого, влияние на неё потенциальных планет должно было быть заметным. В начале 1960-х годов Питер Ван де Камп объявил, что открыл у неё спутник массой примерно как у Юпитера. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году определил, что звезда Барнарда движется без колебаний и, следовательно, массивных планет не имеет. В 2018 году было объявлено об обнаружении у звезды Барнарда суперземли (GJ 699 b) массой не менее 3,2 массы Земли.
👏1🍓1
В 1952 году Отто Струве высказал предположение, что «горячие юпитеры» можно было бы обнаруживать путём наблюдения колебаний соответствующей звезды. Однако в течение долгого времени на такие исследования не выделялось телескопное время, так как господствовавшая на тот момент теория отвергала возможность появления «горячих юпитеров» (если бы не это, экзопланеты могли быть обнаружены до 1990-х годов).
Первые открытия:
В конце 1980-х годов многие группы астрономов начали систематическое измерение скоростей ближайших к Солнцу звёзд, ведя специальный поиск экзопланет с помощью высокоточных спектрометров.
Впервые предполагаемая внесолнечная планета была найдена канадцами Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкером и С. Янгом в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея A (Альраи), но её существование было подтверждено лишь в 2002 году.
Первые подтверждённые экзопланеты были обнаружены у нейтронной звезды PSR 1257+12 астрономом Александром Вольшчаном в 1991 году; они были признаны вторичными, то есть возникшими уже после взрыва сверхновой.
В 1993 году Стивен Торсетт с коллегами опубликовал доклад, в котором обосновал планетарный статус объекта PSR B1620−26 b.
В 1995 году астрономы Мишель Майор и Дидье Кело с помощью сверхточного спектрометра обнаружили покачивание звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 сут. Планета, вызывающая покачивания, напоминает Юпитер, но находится в непосредственной близости от светила. В среде астрономов планеты подобного типа называют «горячими юпитерами». Это стало первым подтверждённым открытием экзопланеты у звезды главной последовательности.
Открытия в XXI веке:
В дальнейшем путём измерения радиальной скорости звёзд и поиска их периодического доплеровского изменения (метод Доплера) было обнаружено несколько сотен экзопланет.
В августе 2004 года в системе звезды (μ Жертвенника) была обнаружена первая экзопланета типа «горячий нептун». Планета обращается вокруг светила за 9,55 суток на расстоянии 0,09 а.е. Температура на поверхности планеты ~ 900 K (+627 °C), масса планеты ~ 14 масс Земли.
Первая экзопланета типа «суперземля», обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли.
В 2004 году было получено первое изображение (в инфракрасных лучах) кандидата в экзопланеты у коричневого карлика 2M1207.
13 ноября 2008 года впервые удалось получить изображение сразу целой планетной системы — снимок трёх планет, обращающихся вокруг звезды HR 8799 в созвездии Пегаса. Это первая планетная система, открытая у горячей белой звезды раннего спектрального класса А5. Все открытые ранее планетные системы (за исключением планет у пульсаров) были обнаружены вокруг звёзд более поздних классов (F-M).
13 ноября 2008 года также впервые удалось обнаружить планету Фомальгаут b, вращающуюся вокруг звезды Фомальгаут, путём прямых наблюдений.
В 2011 году Дэвид Беннетт из Университета Нотр-Дам (Индиана, США) объявил, что на основе наблюдений 2006—2007 годов, проделанных на 1,8-метровом телескопе Университетской обсерватории Маунт-Джон в Новой Зеландии, открыл с помощью метода микролинзирования десять одиночных юпитероподобных экзопланет. Правда, две из них могут быть высокоорбитальными спутниками ближайших к ним звёзд.
В сентябре 2011 года было объявлено об открытии двух экзопланет KIC 10905746 b и KIC 6185331 b любителями астрономии в рамках проекта «Planet Hunters» по анализу данных, собранных телескопом «Кеплер». При этом упоминалось о 10 кандидатах в планеты, но на тот момент только два из них с достаточной степенью уверенности определялись учёными как экзопланеты. Планеты были найдены добровольными участниками проекта среди данных, которые профессиональные астрономы по тем или иным причинам отсеяли, и если бы не помощь добровольцев, то эти планеты, вероятно, остались бы не открытыми.
Первые открытия:
В конце 1980-х годов многие группы астрономов начали систематическое измерение скоростей ближайших к Солнцу звёзд, ведя специальный поиск экзопланет с помощью высокоточных спектрометров.
Впервые предполагаемая внесолнечная планета была найдена канадцами Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкером и С. Янгом в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея A (Альраи), но её существование было подтверждено лишь в 2002 году.
Первые подтверждённые экзопланеты были обнаружены у нейтронной звезды PSR 1257+12 астрономом Александром Вольшчаном в 1991 году; они были признаны вторичными, то есть возникшими уже после взрыва сверхновой.
В 1993 году Стивен Торсетт с коллегами опубликовал доклад, в котором обосновал планетарный статус объекта PSR B1620−26 b.
В 1995 году астрономы Мишель Майор и Дидье Кело с помощью сверхточного спектрометра обнаружили покачивание звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 сут. Планета, вызывающая покачивания, напоминает Юпитер, но находится в непосредственной близости от светила. В среде астрономов планеты подобного типа называют «горячими юпитерами». Это стало первым подтверждённым открытием экзопланеты у звезды главной последовательности.
Открытия в XXI веке:
В дальнейшем путём измерения радиальной скорости звёзд и поиска их периодического доплеровского изменения (метод Доплера) было обнаружено несколько сотен экзопланет.
В августе 2004 года в системе звезды (μ Жертвенника) была обнаружена первая экзопланета типа «горячий нептун». Планета обращается вокруг светила за 9,55 суток на расстоянии 0,09 а.е. Температура на поверхности планеты ~ 900 K (+627 °C), масса планеты ~ 14 масс Земли.
Первая экзопланета типа «суперземля», обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли.
В 2004 году было получено первое изображение (в инфракрасных лучах) кандидата в экзопланеты у коричневого карлика 2M1207.
13 ноября 2008 года впервые удалось получить изображение сразу целой планетной системы — снимок трёх планет, обращающихся вокруг звезды HR 8799 в созвездии Пегаса. Это первая планетная система, открытая у горячей белой звезды раннего спектрального класса А5. Все открытые ранее планетные системы (за исключением планет у пульсаров) были обнаружены вокруг звёзд более поздних классов (F-M).
13 ноября 2008 года также впервые удалось обнаружить планету Фомальгаут b, вращающуюся вокруг звезды Фомальгаут, путём прямых наблюдений.
В 2011 году Дэвид Беннетт из Университета Нотр-Дам (Индиана, США) объявил, что на основе наблюдений 2006—2007 годов, проделанных на 1,8-метровом телескопе Университетской обсерватории Маунт-Джон в Новой Зеландии, открыл с помощью метода микролинзирования десять одиночных юпитероподобных экзопланет. Правда, две из них могут быть высокоорбитальными спутниками ближайших к ним звёзд.
В сентябре 2011 года было объявлено об открытии двух экзопланет KIC 10905746 b и KIC 6185331 b любителями астрономии в рамках проекта «Planet Hunters» по анализу данных, собранных телескопом «Кеплер». При этом упоминалось о 10 кандидатах в планеты, но на тот момент только два из них с достаточной степенью уверенности определялись учёными как экзопланеты. Планеты были найдены добровольными участниками проекта среди данных, которые профессиональные астрономы по тем или иным причинам отсеяли, и если бы не помощь добровольцев, то эти планеты, вероятно, остались бы не открытыми.
😁1🍓1