Удивительная космология - Шильник Лев (книги читать бесплатно без регистрации полные txt) 📗
Разумеется, прямое оптическое наблюдение планет возле других звезд невозможно даже сегодня и вряд ли будет возможно в обозримом будущем. И хотя научно-технический прогресс поспешает вперед семимильными шагами, существуют запреты принципиального характера. Планеты, как известно, представляют собой небесные тела, которые светят отраженным светом своего солнца, поэтому их блеск на фоне сияния материнской звезды практически неразличим. Разглядеть чуточную искорку на фоне полыхающего костра до сих пор не удавалось еще никому. Возможно, что в центре Млечного Пути, где звезды сбиваются в тесные стаи, визуальное отслеживание планет не представляет особых трудностей, но на периферии нашей Галактики фиксация планет у соседних звезд оборачивается почти неразрешимой задачей. Спиральные рукава Млечного Пути, в одном из которых прозябает наше Солнце, отстоящее от центра Галактики на 26 тысяч световых лет, не могут похвастаться высокой плотностью звездного населения. Это отнюдь не Голландия, не Бельгия и не долина Ганга, где люди сидят друг у друга на головах, а скорее Якутия или Чукотка. В наших галактических широтах очень много свободного места. Напомню вам, читатель, что даже ближайшие звезды лежат невообразимо далеко: расстояние до Проксимы Центавра (кстати, «проксима» в переводе с латыни означает «ближайшая») составляет 4,3 световых года, знаменитая «летящая» звезда Барнарда отстоит от Солнца на 6 световых лет, а до Сириуса – самой яркой звезды нашего неба – почти 9 световых лет.
Если взять куб со стороной в 10 световых лет, то в нем в лучшем случае поместятся две-три звезды. А вот в заурядном шаровом скоплении, лежащем неподалеку от центра Галактики (в составе Млечного Пути таких скоплений около 200), на 100 кубических световых лет приходится несколько сотен звезд. Плотность звездного населения там в несколько тысяч раз выше, и ночное небо в тех краях должно быть необыкновенно ярким. Итак, подчеркнем еще раз: прямое оптическое наблюдение внесолнечных планет (или экзопланет, как их стали называть сегодня) не представляется возможным.
Но если экзопланету нельзя обнаружить непосредственно, то, быть может, в распоряжении современной астрономии имеются косвенные методы их выявления? В настоящее время таких методов предложено несколько – астрометрический способ, метод лучевых скоростей, наблюдение транзитов и некоторые другие. Я не стану вдаваться в технические детали и по косточкам разбирать каждый из этих подходов, а отмечу только, что большинство современных методов обнаружения экзопланет основывается на учете гравитационных возмущений в движении звезд. Дело в том, что любое массивное тело (например, планета), вращаясь вокруг звезды, воздействует на нее силой своего тяготения. При этом планета как бы слегка подтягивает звезду к себе, а поскольку за счет движения по орбите она периодически оказывается по разные стороны от светила, то и звезда периодически смещается в разных направлениях под действием гравитации планеты. Другими словами, если планета движется по орбите вокруг материнской звезды, то и звезда, в свою очередь, не остается неподвижной, а описывает крохотную окружность в пространстве под влиянием сил тяготения своего естественного спутника. Таким образом, оба тела в действительности вращаются вокруг общего центра масс, который астрономы называют барицентром.
Разумеется, масса планет ничтожно мала по сравнению с массой звезды, поэтому размах ее колебаний весьма невелик. Скажем, Солнце под воздействием притяжения Юпитера (а это самая массивная планета) колеблется относительно центра масс Солнечной системы со скоростью всего 12,5 метра в секунду. Для Земли или Венеры эта величина еще меньше и составляет примерно 0,1 метра в секунду. Можно сказать, что Солнце чуть-чуть покачивается при движении планет по своим орбитам, а барицентр Солнечной системы лежит, таким образом, внутри нашего светила. До самого недавнего времени чувствительность аппаратуры, имеющейся в распоряжении астрономов, была явно недостаточна, чтобы обнаружить легкие небесные тела у других звезд. И хотя такие попытки неоднократно делались, все они находились на пределе экспериментальной точности и подвергались обоснованному сомнению.
Положение изменилось только в начале 90-х годов прошлого века, когда появились спектрометры нового поколения, позволявшие гораздо точнее измерять лучевые скорости звезд. Что такое лучевая скорость? Если у звезды имеется спутник (другая звезда или планета), то при движении вокруг барицентра лучевая скорость звезды (скорость ее приближения или удаления от наблюдателя по лучу зрения) будет испытывать колебания с периодом, равным периоду обращения звезды вокруг центра масс. Чувствительность аппаратуры в конце XX столетия выросла по крайней мере на порядок, так что стало возможным находить внесолнечные планеты, сопоставимые по массе с Юпитером.
Помимо астрометрического метода и метода лучевых скоростей, существует еще один способ обнаружения экзопланет – так называемое наблюдение транзитов. Если поймать планету в момент ее прохождения по диску звезды, можно не только вычислить ее массу, но и определить размеры (объем), а следовательно – рассчитать плотность. Разумеется, различить темный кружок на точечном диске звезды нельзя (даже в самый мощный телескоп звезды выглядят безразмерными точками), однако измерить небольшое уменьшение потока света от звезды вполне возможно. К сожалению, метод наблюдения транзитов требует выполнения особых условий: планета, ее звезда и земной наблюдатель должны располагаться в одной плоскости (в плоскости кеплеровской орбиты, как говорят астрономы). Такая удача выпадает сравнительно редко, поэтому случаи наблюдения транзитов можно буквально пересчитать по пальцам. Тем не менее овчинка стоит выделки, ибо только с помощью этого метода удается изучить ряд важных характеристик экзопланет, измерить их радиус и даже исследовать свойства их атмосфер.
Первый успех выпал на долю швейцарских астрономов М. Майора и Д. Квелоца, которым повезло обнаружить планету возле солнцеподобной звезды, обозначенной в каталоге как 51-я в созвездии Пегаса (51 Peg). Это знаменательное событие произошло в 1994 году, однако характеристики первой экзопланеты оказались настолько неожиданными, что ученые решили задержать публикацию, чтобы как следует перепроверить свои результаты. К 1995 году все сомнения отпали, и открытие вылупилось. Новая планета у 51 Пегаса поражала воображение. Ее масса примерно равнялась массе Юпитера, а расстояние от материнской звезды составляло всего 0,05 астрономической единицы, то есть в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца (и даже почти в 8 раз меньше, чем от Солнца до Меркурия). Планета совершала полный оборот вокруг звезды за 4,2 суток – такова была продолжительность ее года. Из-за близости к светилу температура ее поверхности превышала 1000 градусов по Кельвину.
Сказать, что научный мир был повергнут в состояние шока, – ничего не сказать. Планетная система 51 Пегаса оказалась совершенно непохожей на Солнечную систему. Осенью 1995 года Майор и Квелоц доложили о своем открытии на конференции в Италии, а планеты условились называть по имени звезды с добавлением буквы «Ь» для первой найденной планеты, «с» – для второй и так далее. Поначалу астрономы тешили себя надеждой, что швейцарцев угораздило наткнуться на какую-то аномалию, небывалую редкость в мире планет, однако последующие находки заставили взглянуть на вещи по-иному. Очередная экзопланета имела массу вчетверо большую, чем у Юпитера, а период ее обращения вокруг материнской звезды (то есть год) оказался еще короче – 3,3 суток. Впоследствии планеты подобного типа стали называть «горячими юпитерами». Правда, в 1996 году американским астрономам Д. Марси и П. Батлеру вроде бы удалось обнаружить планетную систему, отчасти напоминающую Солнечную, у звезды ипсилон Андромеды (uAnd), однако более внимательный анализ показал, что сходство это кажущееся. В системе и And вокруг материнской звезды кружатся три весьма увесистые планеты, причем масса ближайшей из них немного меньше массы Юпитера, а две другие тяжелее нашего газового гиганта в два и четыре раза соответственно. Первая (самая легкая) планета – типичный «горячий юпитер» с радиусом орбиты 0,06 а. е., а вот две другие лежат на вполне приличных расстояниях – 0,9 и 2,5 а. е. Однако орбиты этих далеких экзопланет не имеют ничего общего с орбитами планет Солнечной системы, поскольку обладают весьма значительным эксцентриситетом. К сожалению, опять неувязочка. Список внесолнечных планет продолжал неуклонно пополняться, и к середине марта 2007 года насчитывалось уже 182 звезды, обремененные планетами.
