Вам очень повезло, если Вы живете в Северном полушарии Земли. Потому что только в Северном полушарии нашей планеты можно почти круглый год наблюдать созвездие Лисичка. В этом созвездии (с помощью бинокля или телескопа) можно найти слабую звездочку. Ее наименование – HD 189733 A. Это оранжевый карлик, который имеет размер примерно на 25% меньше, чем размер нашего Солнца. Расстояние до него – 63 световых года.
Так что же такого примечательного в этой оранжевой звездочке? Вот что – вокруг нее вращается по крайней мере одна экзопланета. Астрономы дали ей наименование HD 189733 A b. Эка невидаль! (скажите Вы). Да таких экзопланет в космосе хоть пруд пруди!
Нет. Эта экзопланета особенная. Потому что вторую такую еще пока не нашли.
Если бы какой-нибудь условный наблюдатель мог подлететь достаточно близко к этой планете, и внимательно рассмотреть ее, он бы сильно удивился. Потому что эта экзопланета своим внешним видом очень напоминает Землю. По утверждению некоторых астрономов, она представляет собой великолепный синий шар. Который, как может показаться на первый взгляд, содержит на своей поверхности водные океаны...
Однако такой красивый внешний вид невероятно обманчив. По утверждению специалистов НАСА, синий цвет планете придают вовсе не океаны, как у нас, на Земле. На самом деле так отражают падающий на них свет местные облака. Которые состоят из взвешенных в воздухе силикатных частиц. На этой красивой планете, друзья мои, идет дождь из жидкого стекла!
Причем не просто идет. А идет практически параллельно поверхности планеты. То есть боком. И это не преувеличение. Ведь вторая часть экзотического экстерьера HD 189733 А b заключается в том, что на планете дуют не совсем «легкие ветерочки». В этом чудном мире ветер дует со средней скоростью 8600 километров в час! Это более чем в семь раз быстрее скорости звука. В этом месте даже самый преданный фанат парков развлечений поймет, что он не там живет свою жизнь.
В качестве интересного, и немного менее пугающего факта стоит также упомянуть, что этот мир (примерно имеющий размеры Юпитера) еще и быстро летает в космосе. Один год (то есть один оборот вокруг своей звезды) он совершает за 2,2 земных суток. Орбитальная скорость планеты – 152,5 км/с!
Представляете, какие экзотические формы жизни могут там обитать! И только подумайте – сколько тайн и чудес скрывает от нас еще Вселенная!
Исследование внесолнечных планет и по сей день остается сложной задачей. При наблюдении с Земли звезда и все планеты системы сливаются в одну точку (исключением являются системы с молодыми и горячими планетами на большом расстоянии от своей звезды, подобные HR 8799. Однако и из характеристик этой одной-единственной световой точки можно извлечь много информации, если разложить ее свет в спектр и/или анализировать зависимость ее яркости от времени.
Известно, что в системе HD 189733 есть планета (HD 189733 b), которая вращается очень близко от своей звезды и проходит перед ее диском на участке орбиты, находящемся между звездой и Землей. По периодическому ослаблению света в этот момент прохождения (транзита) ученые обнаружили само наличие планеты, по периоду его повторений – период обращения планеты вокруг звезды (2,2 земных суток), а по величине ослабления, равной соотношению квадратов радиусов планеты и звезды, определили ее радиус – он в 1,13 раз больше, чем у Юпитера.
По величине периодического допплеровского сдвига линий в спектре звезды то в красную, то в синюю область ученые рассчитали массу планеты – она оказалась равной 1,16 массы Юпитера. Этот сдвиг происходит из-за законов орбитальной механики: не только звезда притягивает планету, заставляя ее обращаться по орбите, но и планета притягивает звезду с той же силой, вследствие чего звезда тоже вращается по малой орбите вокруг общего центра масс.
Соотношение орбитальных скоростей звезды и планеты обратно пропорционально соотношению их масс. При этом звезда то приближается к нам, то отдаляется, и современная спектроскопия настолько точна, что может обнаружить колебания проекции лучевой скорости звезды с точностью до 1 м/с – у описываемой звезды это 205 м/с (этот метод обнаружения планет называется методом лучевых скоростей).
Как правило, орбитальный период, масса и радиус – это всё, что известно о внесолнечных планетах. Причем, если применялся метод лучевых скоростей и планета не проходит по диску звезды, известна только минимальная масса. К сожалению, допплеровский сдвиг пропорционален не самой скорости звезды, а проекции ее скорости на ось наблюдения, а та компонента, что перпендикулярна линии Земля-звезда, не учитывается. Полная скорость больше наблюдаемой в 1/sin(i) раз (где i – угол наклона плоскости орбиты к лучу зрения), и полная (настоящая) масса – больше во столько же раз. Угол наклонения i, как правило, неизвестен. А если планета проходит перед диском звезды (транзитный метод), то известен угол (i ≈ 90°) и радиус планеты, но не масса, поскольку ее может оказаться недостаточно, чтобы вызвать заметные колебания звезды.
Гораздо больше можно узнать, если каким-то образом выделить спектр планеты из общего спектра системы. Возможности этого возросли с вводом в строй спектрометра сверхвысокого разрешения CRIRES, установленного на телескопе VLT (Very Large Telescope, Очень большой телескоп) Паранальской обсерватории, расположенной в чилийской пустыне Атакама и принадлежащей Южной европейской обсерватории (ESO).
Ученые из Лейденского университета наблюдали систему HD 189733 с помощью этого спектрометра, настроенного на участок спектра в инфракрасном диапазоне с длиной волны от 3,1805 до 3,2659 мкм, в котором можно наблюдать линии поглощения паров воды. Ранее подобные наблюдения велись в другом участке инфракрасного диапазона, на длине волны около 2 и 2,3 мкм, в котором обнаружили линии поглощения угарного газа CO, а также впервые для этой планеты наблюдали характерный допплеровский сдвиг, по которому непосредственно измерили орбитальную скорость. Конечно, яркость прямого света от звезды намного больше яркости света, который отражается от планеты, и ожидаемая интенсивность линий очень невелика (в центре линии интенсивность всего на 1/1000 меньше, чем на соседних участках спектра), к тому же свет в этой области сильно поглощается земной атмосферой. Как же выделить линии поглощения планеты в звездном свете и отличить их от земных?
Ученые использовали тот факт, что планета вращается вокруг центра масс системы, а значит, линии в спектре, соответствующие ее атмосфере, тоже должны испытывать допплеровский сдвиг. Причем скорость планеты во столько же раз больше скорости звезды, во сколько раз звезда тяжелее планеты, и если можно различить допплеровский сдвиг линий звезды, то сдвиг линий планеты – тем более.
Когда планета находится на том участке орбиты, где она движется прямо к нам («сбоку от звезды»), она приближается со скоростью 154 км/с, то есть 1/2000 от скорости света, что соответствует сдвигу длины волны линий в спектре на 1/2000 от значения длины волны для неподвижного объекта, а на противоположном от звезды участке орбиты планета с такой же скоростью отдаляется. Как говорят астрономы, амплитуда скорости в данном случае достигает ±154 км/с. Таким образом, полный размах колебаний составляет 1/1000 от длины волны и намного превышает разрешение спектрометра CRIRES, который может уловить сдвиг в 1/100000.
Кроме того, все линии сдвигаются одновременно и одинаково и в противоположной фазе с линиями самой звезды: когда линии звезды испытывают красный сдвиг, линии планеты – синий, и наоборот. Это позволяет применить к ним алгоритм поиска особенностей в спектре, сдвигающихся как единое целое, который накладывает на модельный спектр искомые линии поглощения с различным сдвигом и определяет величину совпадения модельного спектра с реальным. Наибольшее значение величины и определяет значение сдвига и, следовательно, проекцию скорости планеты.
Если пронаблюдать планету в течение целой ночи, она пройдет значительную часть пути по своей орбите, и за это время проекция ее скорости на луч зрения изменится строго определенным образом в соответствии с законами орбитальной механики. Всё это и позволило отделить линии поглощения планеты в звездном свете от линий поглощения земной атмосферы, которые вообще неподвижны.
В первый раз метод лучевых скоростей был опробован на примере планеты tau Boötis b, которая не проходит перед звездой. Однако, найдя в суммарном спектре системы линии поглощения угарного газа (CO) и определив по сдвигу орбитальную скорость планеты, ученые смогли найти ее массу, поскольку масса звезды известна, а соотношение проекций лучевых скоростей звезды и планеты равно соотношению масс планеты и звезды. Масса оказалась равной 6 масс Юпитера, что в 1,43 раза больше минимальной массы, определенной методом лучевых скоростей, а поскольку это число равно 1/sin(i), то стало возможным рассчитать и наклонение плоскости орбиты: i = 44°.
В случае HD 189733 это наклонение уже было известно (планета проходит перед диском звезды, и следовательно, ее орбита лежит в одной плоскости с лучом зрения, i ≈ 90°), как и то, что в ее атмосфере есть угарный газ. Поэтому ученые сосредоточились на поиске в атмосфере планеты других молекул, наличие которых может свидетельствовать о жизни, а именно H2O, CH4 и CO2.
Каждая такая молекула дает строго определенную комбинацию линий в спектре планеты, по которой, как по отпечаткам пальцев, ее можно выделить и отличить от чего-то еще. Горячие юпитеры, то есть планеты с массой, в сотни и тысячи раз превышающей земную (MЮпитера ≈ 318 MЗемли; большая часть этой массы приходится на долю атмосферы из водорода и гелия), и находящиеся очень близко от своей звезды, непригодны для жизни из-за отсутствия твердой поверхности и температур атмосферы в диапазоне 500–2000°C. Однако такие планеты наиболее подходят для спектроскопических исследований атмосферы, поскольку близки к звезде и отражают много ее света. На их примере можно отработать методику, которая потом, на более совершенных приборах, позволит найти такие молекулы в атмосфере меньших по размеру и более далеких от своих светил землеподобных планет.
Выяснилось, что в атмосфере HD 189733 b есть некоторое количество воды (0,001% по объему), но нет метана. Последнее было ожидаемо, поскольку метан теряет устойчивость при столь высоких температурах, ведь на дневной стороне HD 189733 b температура достигает 1000°C. Также данные свидетельствуют о возможности небольшой примеси CO2, но ее может и не быть. Сигнал настолько слаб, что может являться шумом, а углекислый газ химически неустойчив в атмосфере, состоящей большей частью из водорода. Если он всё же есть, это может свидетельствовать о сильно неравновесных процессах в такой атмосфере (а данные о системе HR 8799 говорят о том, что такие процессы могут иметь место в атмосферах газовых гигантов).
Одновременно с этим другая команда астрономов во главе с Томом Эвансом из Оксфордского университета (Великобритания) исследовала планету с помощью космического телескопа «Хаббл», изучая кривую блеска в различных участках видимого диапазона. Когда планета находится между звездой и наблюдателем, она имеет фазу серпа, и к наблюдателю повернуто ее ночное полушарие, а на дальнем участке орбиты ее фаза приближается к полной, и к суммарному свету системы добавляется свет, отраженный ее дневным полушарием (именно такие наблюдения, но в инфракрасном диапазоне, яркость в котором зависит от температуры, позволили ранее построить карту температуры на дневном полушарии планеты с помощью телескопа «Спитцер»).
Когда планета заходит за звезду, отраженный от нее свет затмевается, и в спектре наблюдаются соответствующие изменения – остается только свет самой звезды. Таким образом, с высокой точностью измеряя разницу между спектром непосредственно перед затмением (звезда + планета) и спектром во время затмения (только звезда), можно определить отражательную способность (альбедо) планеты в различных участках спектра.
Оказалось, что планета отражает около 40% света в диапазоне 290–435 нм (то есть фиолетовый и ультрафиолетовый свет) и почти не отражает в остальных участках видимого диапазона, в которых вторичный транзит был вообще не заметен. Цвет планеты оказался кобальтово-синим, гораздо более глубоким и насыщенным, чем цвет Нептуна или океанов Земли, которые в остальных участках спектра всё-таки немного отражают. Оказывается, «голубыми планетами» могут быть миры, совершенно непохожие на Землю, и цвет точно не является признаком обитаемости!
Вместе с тем, эти данные говорят еще кое-что о строении атмосферы планеты. Если атмосфера безоблачна и не содержит взвеси оксидов титана и ванадия, ее цвет должен быть синим, как у земной. Вообще, для того, чтобы какое-нибудь вещество образовывало в атмосфере облака, нужно, чтобы температура была достаточна для того, чтобы вещество, составляющее их, слегка испарялось. В атмосферах температура растет с глубиной, поэтому пар поднимается с восходящими потоками и конденсируется в облака там, где температура ниже.
В атмосфере HD 189733 b не должно быть оксидов титана и ванадия, поскольку эти вещества испаряются труднее всего и должны присутствовать только на самых горячих планетах, подобных HD 149026 b, а на HD 189733 для этого недостаточно жарко. Однако атмосферы горячих юпитеров содержат примесь паров натрия, который дает очень сильное поглощение на длине волны 589 нм, причем чем больше атмосферное давление, тем шире область поглощения.
Если давление велико, то часты столкновения между атомами/молекулами. Когда две молекулы близко, энергетические уровни «плывут», и поглощаться будет именно такое излучение, длина волны которого соответствует сдвинутым уровням. В какую сторону сдвигаются уровни – зависит от взаимного расположения, а насколько сильно – от величины сближения (примерно так из атомных уровней образуются молекулярные орбитали и зоны в полупроводниках).
В газе присутствуют все возможные взаимные расположения – для каждого кванта света с энергией вблизи основной линии найдется пара частиц, у которой уровни сдвинуты в соответствующую сторону и которая может его поглотить. Чем дальше от линии, тем реже встречаются подходящие расположения и тем меньше поглощение, но с увеличением давления растет доля молекул/атомов, которые в данный момент близко друг к другу – поэтому узкая линия превращается в полосу.
Если атмосфера содержит отражающие свет облака, то в спектрометр попадает только свет, прошедший через верхние слои атмосферы, в которых давление невелико, а более глубоко свет проникнуть не может, так как отразится от облаков. Таким образом, по ширине линии поглощения натрия можно судить, насколько глубоко расположен отражающий облачный слой.
С увеличением его глубины цвет меняется от белого, когда поглощается только узкий участок в спектре около 589 нм (тот самый желто-оранжевый цвет ночных фонарей) через пурпурно-фиолетовый, когда вместе с желтым поглощается еще оранжевый и зеленый, до практически черного. Однако атмосфера HD 189733 b отражает только синий и фиолетовый свет, а всё остальное видимое излучение поглощает. Это означает, что облака расположены достаточно глубоко, но всё же видимы из космоса.
Данные не удовлетворяют полностью ни одной модели – планета «слишком синяя» по сравнению с тем, каким может быть горячий юпитер с примесью натрия в атмосфере и глубоким слоем бесцветных облаков. Одно из возможны объяснений состоит в том, что сами облака (точнее, их верхний слой) состоят из очень мелких частиц, размер которых намного меньше длины волны видимого света. Тогда за счет рэлеевского рассеяния они будут казаться синими, как сигаретный дым.
Авторы делают и предположение о составе облаков: при таких температурах, как в атмосфере HD 189733 b, почти все примеси будут находиться в газообразном состоянии, кроме силикатов, из которых состоят планеты земного типа и ядра газовых гигантов. В недрах температура настолько высока, что заметно испаряются и силикаты, но в более высоких слоях пар конденсируется – поэтому облака на HD 189733 b, скорее всего, состоят из тончайшей взвеси кристалликов энстатита MgSiO3 или расплавленных капель более легкоплавких силикатов, похожих по составу на лаву. В глубине, где плотность облаков больше, может идти дождь из расплавленного стекла!
Облака на других горячих юпитерах могут состоять из расплавленного железа (при более высокой температуре) и даже из смеси оксидов титана и ванадия (при еще более высокой температуре, как, вероятно, на HD 149026 b ), однако эти взвеси интенсивно поглощают видимый свет всех длин волн, и такие планеты при взгляде из космоса выглядят чернее сажи, что расходится с результатами исследования синей планеты HD 189733 b.
Опробованные методы незаменимы для исследования планет, которые не проходят перед диском своей звезды при наблюдении с Земли, так как позволяют узнать о планете гораздо больше, чем период обращения вокруг звезды и минимальную массу, и являются важным дополнением при исследовании транзитных планет. Таким образом, HD 189733 b становится одной из наиболее изученных планет за пределами солнечной системы, для которой известны параметры орбиты, масса, радиус, приблизительный состав атмосферы и облаков в ней и даже распределение температур на дневном полушарии. И всё это – результат исследований одной точки света, в которую сливается система при наблюдении во все телескопы!
Полученные результаты открывают дорогу и для исследования атмосфер землеподобных планет. С использованием более мощных приборов можно таким образом определить условия на поверхности, а по наличию сложных органических молекул в атмосферах — и предположить наличие жизни (или, по крайней мере, сложных неравновесных химических процессов).
HD 189733 A b – экзопланета, ярко-голубой газовый гигант в созвездии Лисички, по размерам сопоставим с Юпитером, обращается вокруг оранжевого карлика HD 189733 A на расстоянии 63 световых лет от Солнца. Планета была открыта на орбите звезды HD 189733 A 5 октября 2005 года, когда астрономы во Франции наблюдали, как планета движется по диску звезды.
Имея массу на 13 % выше, чем у Юпитера, HD 189733 b вращается вокруг родительской звезды каждые 2,2 дня с орбитальной скоростью 152,5 км/с, что делает его горячим юпитером с плохими перспективами для внеземной жизни.
Будучи ближайшим транзитным горячим юпитером к Земле, HD 189733 b является предметом всестороннего изучения атмосферы. Атмосфера HD 189733b была тщательно изучена с помощью приборов с высоким и низким разрешением, как с Земли, так и из космоса. HD 189733 b была первой экзопланетой, для которой была построена карта температур, возможно, зафиксированная с помощью поляриметрии, для определения её общего цвета (ярко-голубой).
В июле 2014 года НАСА объявило об обнаружении очень сухой атмосферы на трёх экзопланетах (HD 189733 A b, HD 209458b, WASP-12b), вращающихся вокруг аналогов Солнца.
5 октября 2005 года группа астрономов объявила об открытии транзитной планеты HD 189733 A b. Затем планета была обнаружена с помощью доплеровской спектроскопии. Измерения радиальной скорости в реальном времени обнаружили эффект Росситера-Маклафлина, вызванный прохождением планеты перед её звездой, прежде чем фотометрические измерения подтвердили, что планета проходила по диску звезды.
В 2006 году группа, возглавляемая Дрейком Демингом, объявила об обнаружении сильного инфракрасного теплового излучения от транзитной экзопланеты HD 189733 A b путём измерения уменьшения потока излучения (уменьшения общего света) во время её вторичного затмения (когда планета проходит за звездой).
HD 189733 A b по массе и размерам немного превосходит Юпитер. При этом экзопланета – одна из самых горячих из известных, так как расстояние от HD 189733 A b до её звезды в 30 раз меньше, чем расстояние от Земли до Солнца. Планета принадлежит к классу так называемых горячих юпитеров – газовых гигантов, расположенных очень близко к центральной звезде системы. Из-за близости к родительской звезде на HD 189733 A b поддерживается температура до 930 °С на светлой стороне, и не опускается ниже 425 °С на тёмной. Период обращения HD 189733 A b вокруг звезды составляет меньше двух с половиной дней. Вероятно, вращение этой планеты синхронизировано с её орбитальным движением – планета всегда повёрнута к звезде одной стороной.
В 2007 году, пользуясь данными телескопа «Хаббл», учёные обнаружили, что у HD 189733 A b есть туманная атмосфера. Когда планета находится между земным наблюдателем и звездой, её атмосфера приобретает красноватый оттенок. Причина этого – в дымке, находящейся в атмосфере. Что именно составляет этот туман – пока точно не известно, но, по предварительным оценкам, это должны быть крошечные пылинки (диаметром менее 1 мкм) – частички железа, силикатов, оксида алюминия.
В конце 2007 года группа астрономов под руководством Светланы Бердюгиной из Цюрихского технологического университета, используя шведский 60-сантиметровый телескоп KVA, который расположен в Испании, смогла напрямую увидеть поляризованный свет, отражённый от этой планеты, и при помощи дополнительных специальных фильтров изучить его. Изучение характера поляризации показало, что размер атмосферы, которая отражает свет, более чем на 30 % превышает диаметр самой планеты; скорее всего, атмосфера состоит из частиц размером менее 0,5 мкм, например, атомов, молекул, крошечных частичек пыли или, возможно, водяного пара. Максимум поляризации наблюдается, когда звезда освещает ровно половину планеты (раз в двое суток).
Для HD 189733 A b впервые в истории исследования экзопланет удалось составить карту температур на поверхности. По инфракрасным наблюдениям космического телескопа «Спитцер» температура атмосферы планеты варьируется от 425 до 930 °C. При этом самое горячее место на поверхности HD 189733 A b находится не в точке, указывающей точно на звезду, а смещено на 30 градусов восточнее. Это смещение говорит о постоянно дующем с запада на восток урагане в атмосфере этой планеты. Он и переносит тепловую энергию. Исследователи оценили его скорость приблизительно в 9600 км/час.
Изначально существовала гипотеза, что в атмосфере планеты должно быть много воды, однако цвета планеты обусловлены наличием в её атмосфере частичек силикатов, рассеивающих видимый свет в синей части спектра. После некоторых сомнений эти данные подтвердились: при помощи телескопа «Спитцер», который и открыл данную планету, удалось обнаружить пары́ воды в лучах света в тот момент, когда HD 189733 A b проходила перед своей звездой.
При этом планета не может считаться обитаемой из-за слишком высокой температуры (в среднем 727 °C). Однако существование воды на HD 189733 A b показывает возможность обнаружения воды и на других планетах, многие из которых могут быть гораздо более благоприятны для жизни.
Также с помощью наземных телескопов были найдены следы метана в атмосфере, находящегося в особом «флуоресцентном» состоянии, испускающего электромагнитное излучение в ИК-диапазоне. Это состояние метана говорит о наличии в атмосфере HD 189733 A b какой-то активности, но её природу астрономам ещё предстоит установить.
Планетарная система, в которой расположена HD 189733 A b, довольно хорошо изучена земными и орбитальными телескопами, но впервые учёным удалось определить, как выглядит планета в оптическом диапазоне. Осуществить это удалось благодаря измерению альбедо планеты, то есть её отражающей способности в оптическом диапазоне. При прохождении планеты сквозь диск звезды учёные зафиксировали снижение яркости всей системы в той части спектра, который соответствует видимому голубому цвету. При помощи телескопа HARPS удалось определить, что скорость ветра в атмосфере планеты составляет 2 км/с.
В 2008 году команда астрофизиков обнаружила видимый цвет планеты с помощью поляриметрии, что было первым таким успехом. Этот результат, похоже, был подтверждён и уточнён той же командой в 2011 году. Они обнаружили, что альбедо планеты значительно больше в синем свете, чем в красном, скорее всего, из-за рассеяния Рэлея и молекулярного поглощения в красном.
Синий цвет планеты был впоследствии подтверждён в 2013 году, что сделало HD 189733 A b первой экзопланетой, чей общий цвет был определён двумя различными методами. Эти измерения в поляризованном свете с тех пор были оспорены двумя отдельными группами, использующими более чувствительные поляриметры, с верхними пределами поляриметрического сигнала, предоставленного в них.
Синий цвет планеты может быть результатом рассеяния Рэлея. В середине января 2008 года спектральные наблюдения во время транзита планеты с использованием этой модели показали, что, если бы существовал молекулярный водород, его атмосферное давление составляло бы 410±30 мбар и равнялось 0,1564 солнечным радиусам. Модель аппроксимации Ми также обнаружила, что в атмосфере планеты имеется возможный конденсат, силикат магния. Температура планеты согласно моделям составляет 1340–1540 К
Эффект Рэлея подтверждается в других моделях и очевидным отсутствием более холодной затенённой стратосферы ниже её внешней атмосферы. В видимом излучении спектра, благодаря их высоким сечениям поглощения, могут быть исследованы атомарный натрий и калий. Например, используя спектрограф UVES высокого разрешения на VLT, натрий был обнаружен в атмосфере, и были исследованы другие физические характеристики атмосферы, такие как температура.
Погода на HD 189733 A b смертельна. Ветры, состоящие из частиц силиката, дуют со скоростью 8700 км/ч. При наблюдении за этой планетой также обнаружено, что на этой планете идут дожди из расплавленного стекла.
Наблюдения с использованием космического телескопа Хаббл подтверждают присутствие водяного пара, нейтрального кислорода, а также органического соединения метана. Позже наблюдения VLT также обнаружили присутствие угарного газа на дневной стороне планеты.
Известно, что ученые постоянно находятся в поисках внеземной жизни и развитой цивилизации, однако в некоторых случаях и их наблюдения могут являться ошибочными. Выяснилось, что специалисты долгое время считали, что на экзопланете HD 189733 b может существовать жизнь, ведь все прогнозы и наблюдения казались благоприятными.
Ученые отмечали, что в атмосфере планеты не может находиться опасных веществ, при этом ее близкое расположение на расстоянии всего 63 световых лет от Земли вселяло огромную надежду долгое время.
При дополнительном изучении экзопланеты оказалось, что на её поверхности голубой цвет обозначал вовсе не воду. Голубой цвет был прямым свидетельством того, что на поверхность планеты HD 189733 b постоянно обрушивался дождь из расплавленного стекла. И скорость этого стеклянного ливня достигала 6500 км/ч.
|
