Существование таких дисков сначала было выведено теоретически, а затем обнаружено в наблюдениях – ученые зарегистрировали инфракрасное излучение от пыли такого диска. Прекрасное подтверждение существования (и распространенности) этих аккреционных дисков было получено космическим телескопом «Хаббл» в 1995 году. На подавляющем большинстве изображений молодых звезд, находящихся между Землей и молекулярным облаком в туманности Ориона, имеется небольшой темный ореол – это пылевой компонент аккреционных дисков, поглощающий рассеянный свет этой туманности. (См. рисунок 19 на вклейке.)
Наиболее широко принятая теория формирования планет была предложена в 1969 году российским астрономом Виктором Сафроновым. В этой модели частицы пыли протопланетного диска постепенно срастаются, что приводит к медленному образованию планетезималей, которые продолжают расти и в конце концов создают маломассивные скалистые планеты. В областях диска, достаточно удаленных от звезды, присутствие частиц льда делает процесс формирования более эффективным и ускоряет создание того, что в итоге станет ядром планеты. Когда такое протоядро достигает массы, примерно в 10 раз превышающей массу Земли, происходит быстрый гравитационный коллапс газа в окружающем аккреционном диске, и это завершает образование газового гиганта (вроде нашего Юпитера).
Последняя фаза (гравитационный коллапс) может произойти только в течение нескольких миллионов лет, соответствующих времени жизни аккреционного диска. Это значит, что образование массивных планет может иметь место только в том случае, если первоначальный этап аккреции ледяных частиц и планетезималей происходит достаточно быстро по сравнению со временем жизни аккреционного диска.
Удивительно, что этот сценарий был предложен всего четыре с небольшим десятилетия назад. Если принять за истину, что планеты являются непосредственным побочным продуктом формирования звезды, мы сразу же приходим к выводу, что у большинства звезд должны быть свои планетные системы. Если действительно существует очень большое количество планет, их масса будет варьироваться от звезды к звезде. Наиболее массивные планеты, газовые гиганты, должны встречаться реже всего. Большая полуось орбит планет-гигантов (по крайней мере, в эпоху формирования) не может быть меньше пяти астрономических единиц (астрономическая единица равна расстоянию между Землей и Солнцем). На таком расстоянии частицы льда перестают сублимироваться и потому могут быть использованы в качестве строительных блоков. Такая большая полуось примерно соответствует орбитальному периоду в 10 лет.
Несмотря на ожидаемо высокую частоту появления планетных систем, увидеть их непосредственно очень сложно, даже те, что обращаются вокруг ближайших к нам звезд. Трудности возникают из-за того, что яркость звезды обычно в миллиард раз больше, чем яркость планеты. Мы абсолютно ослеплены светом звезд. Именно поэтому первые экзопланеты были обнаружены с помощью методов непрямого наблюдения.
Два гравитационно связанных объекта образуют систему и совершают движения относительно центра тяжести системы. Звезда, будучи намного более массивной, чем планета, имеет орбиту, которая демонстрирует очень небольшие колебания. Скорость звезды вдоль луча зрения (радиальная скорость), тем не менее, будет демонстрировать небольшие периодические изменения, которые можно зафиксировать. Анализ звездных спектров с помощью очень стабильного спектрографа обнаруживает эти небольшие изменения скорости благодаря эффекту Доплера. Изучение этих колебаний скорости позволяет астрономам определять орбитальный период планеты, эксцентриситет ее орбиты и ее примерную массу по амплитуде сигнала.
В 1994 году мы с коллегой-астрономом Дидье Кело инициировали систематический поиск экзопланет в обсерватории Верхнего Прованса с целью обнаружить потенциальные спутники очень малой массы, вращающиеся вокруг звезд-аналогов Солнца. В то время нас интересовали как возможные массивные планеты, так и предполагаемые редкие коричневые карлики. Коричневый карлик – звезда с очень низкой массой и без ядерных реакций в ядре. Самые легкие коричневые карлики могут быть всего в несколько раз массивнее Юпитера.
