Екзокомета або позасонячна комета — комета за межами Сонячної системи. До екзокомет належать міжзоряні комети та комети, що обертаються навколо інших зір окрім Сонця. Перші екзокомети виявили 1987 року біля β Живописця, дуже молодої зорі головної послідовності спектрального класу A. Станом на 2019 рік загалом було відомо 27 зір, біля яких екзокомети спостерігали або підозрювали їхнє існування.

Більшість відкритих систем з екзокометами (β Живописця, , , HR 2174, HD 85905, , , , HD 21620, , HD 145964, , , HD 58647, , , , , , HD 24966, HD 38056, HD 79469 та HD 225200) розташована біля дуже молодих зір спектрального класу A. Відносно стара зоря з оболонкою демонструє спектральні ознаки наявності екзокомет, а кометоподібну активність виявили біля старої зорі спектрального класу F2V . У 2018 році за даними космічного телескопа «Кеплер» відкрили транзитні екзокомети біля зір спектрального класу F. Відомо також, що екзокомети є в деяких зір пізнього спектрального класу B (наприклад, 51 Змієносця і HD 58647).

Спостереження комет, і особливо екзокомет, допомагають краще зрозуміти процеси планетоутворення. Згідно зі стандартною моделлю формування планет шляхом акреції, планети утворюються внаслідок злипання планетезималей, які своєю чергою виникають у результаті коагуляції пилу в протопланетному диску, що оточує зорю невдовзі після її формування. Таким чином, комети є залишками багатих на леткі речовини планетезималей, які збереглися в планетній системі й не ввійшли до складу планет. Їх розглядають як первинні тіла, що зберегли інформацію про фізичні та хімічні умови, які панували під час планетоутворення. Дослідження екзокомет можуть допомогти відповісти на фундаментальні питання про минуле Сонячної системи та формування середовища, придатного для виникнення життя. За допомогою екзокомет дослідники можуть вивчати перенесення води, ціанідів, сульфідів і пребіотичних молекул на землеподібні екзопланети.

Номенклатура

Екзокомети також називають тілами, що падають та випаровуються (, скорочено FEB). Спочатку використовували термін тіла, що випаровуються під час падіння (, EIB), однак згодом закріпилася назва FEB.

Систему номенклатури для окремих екзокомет запропонували 2026 року Ален Лекавельє де Етан, Пол Стрем і Дарріл Селігман. У цій системі позначення екзокомети починається з назви зорі-господаря (як і для екзопланет), за якою йде літера C (від  — комета) та дата першого спостереження екзокомети у форматі РРРРММДД. Якщо в одній системі того самого дня спостерігали кілька екзокомет, до позначення додають малу латинську літеру. Наприклад, перша зареєстрована екзокомета (описана Ferlet та співавторами у 1987 році) отримала б позначення «β Pic C19841113». Цю номенклатуру використано й в іншій статті 2026 року, одним зі співавторів якої є Лекавельє де Етан. У ній повідомляється про відкриття трьох екзокомет біля β Живописця, які спостерігали в один день і позначили як β Pic C20250429a, β Pic C20250429b та β Pic C20250429c.

Спостереження

Екзокомети можна виявляти за допомогою спектроскопії під час їхнього проходження перед зорями-господарями. Проходження екзокомет, подібно до проходження екзопланет, спричиняє зміни в світлі, яке надходить від зорі. У спектрах поглинання зір спостерігають зміни: покриття зорі газовою хмарою, що походить від екзокомети, створює додаткові лінії поглинання порівняно зі звичайним спектром цієї зорі, наприклад у лініях іонізованого кальцію. Коли комета наближається до зорі достатньо близько, з неї виділяється газ унаслідок сублімації летких льодів, а разом із ним вивільняється й пил. Лінії поглинання зорі, навколо якої обертаються екзокомети, містять, крім стабільного компонента, один або кілька змінних компонентів з червоним зміщенням. Змінні компоненти змінюються протягом коротких проміжків часу — близько однієї години. Саме ці змінні компоненти відповідають екзокометам. Екзокомета падає на зорю, тому будь-яка лінія поглинання, утворена випаровуванням екзокомети, має червоне зміщення порівняно з лінією поглинання зорі.

Спостереження за допомогою на Дуже великому телескопі та 32 роки вимірювань променевих швидкостей показали, що цей кандидат у зоряні системи з екзокометами насправді є подвійною зоряною системою, у якій кожна зоря оточена навколозоряною оболонкою. Цей новий результат може пояснити змінні спектральні лінії без залучення екзокомет. Дослідження вказує, що в майбутньому близько 50 % зір спектрального класу A можна буде розділити на подвійні системи, і що інші системи зі змінними спектральними лініями, які приписували екзокометам, також можуть виявитися подвійними зорями.

Транзитні екзокомети вперше виявила група громадянських науковців і професійних астрономів біля KIC 3542116 та, ймовірно, KIC 11084727. Місія «Кеплер» виявила асиметричні зменшення блиску біля KIC 3542116 — зорі спектрального класу F2V, які узгоджуються з моделями транзитних екзокомет. Ці зменшення блиску знайшов один з авторів, учасник проєкту Мисливці за планетами, під час візуального аналізу повного архіву кривих блиску Кеплер Q1–Q17 за 5 місяців спостережень, який охоплював 201250 цілей. TESS спостерігав транзити екзокомет біля β Живописця. Форму зниження блиску, спричиненого транзитною екзокометою, моделюють як дуже специфічну «заокруглено-трикутну» форму, яку можна відрізнити від більшості транзитних екзопланет. Транзитна екзокомета біля HD 182952 (KIC 8027456) стала першою екзокометою, яку виявили під час автоматизованого пошуку транзитних екзокомет. Нерегулярні події зменшення блиску біля KIC 8462852 інтерпретували як прояви екзокомет, однак форма цих зменшень відрізняється від форми транзитів відкритих екзокомет.

Під час формування хмари Оорта під дією збурень планет, зближень із зорями та галактичних припливів комета може бути викинута й залишити Сонячну систему. Подвійні зоряні системи є ще одним можливим джерелом викинутих екзокомет. Такі викинуті екзокомети належать до міжзоряних комет, і їх можна безпосередньо спостерігати, якщо вони потраплять у Сонячну систему.

Спостереження β Живописця за допомогою TESS у 2022 році призвели до відкриття 30 нових екзокомет.

Непрямі свідчення існування екзокомет

Екзокомети розглядають як одне з можливих джерел забруднення білих карликів важкими елементами. Після того як зоря головної послідовності перетворюється на зорю-гігант, вона втрачає масу. Планетезималі в аналогу сонячної хмари Оорта можуть бути спрямовані до внутрішньої частини зоряної системи. Це є наслідком втрати маси під час стадії асимптотичної гілки гігантів. Зрештою зоря-гігант перетворюється на білий карлик, а екзокомета, яка наближається до нього надто близько, сублімує або зазнає припливного руйнування під дією гравітації білого карлика. Це залишає навколо білого карлика пил, який можна виміряти в інфрачервоному діапазоні. Речовина може акреціюватися білим карликом і забруднювати його атмосферу. Таке забруднення проявляється в спектрах білого карлика як лінії металів. У 2017 році дослідження дійшло висновку, що спектральні лінії білого карлика пояснюються акрецією аналога поясу Койпера. Об'єкти поясу Койпера — це крижані тіла Сонячної системи, які іноді стають кометами. Пиловий матеріал навколо білих карликів та також пов'язують з екзокометами.

Чадний газ виявили в залишкових дисках переважно навколо зір спектрального класу A віком від 10 до 50 млн років, але в деяких випадках і в старіших системах (наприклад, Ета Ворона віком 1–2 млрд років), а також у холодніших системах (). Невідомо, чи цей газ є первинним, чи вторинним і утворився внаслідок зіткнень екзокомет. Відомо близько 30 таких систем. Чадний газ навколо пов'язують із зіткненнями комет у цій планетній системі. Спостереження HD 110058 за допомогою VLT/CRIRES+ показали, що багатий на CO диск має значний дефіцит H2. Це підтверджує екзокометне походження багатих на CO дисків.

Див. також

Екзосупутник Екзопланета Міжзоряний об'єкт Кеплер (телескоп) Міжзоряна планета

Примітки