ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

Поиск других планет и жизни вне Земли, желательно разумной и подобной нашей, – эти всеобъемлющие задачи явно или неявно лежат в основе развития астрономической науки и научного знания со времен античных философов. В наши дни вполне здоровый интерес к названным проблемам многие слишком нахмуренные специалисты склонны как-то скрывать, официально считая их, по-видимому, не вполне научными. По признанию ведущих сотрудников американского Института SETI (Института поиска внеземных цивилизаций), подобный интерес кое-кому из них даже стоил карьеры. Иногда у представителей "настоящей" астрофизики вообще проскальзывает снисходительный взгляд на планетные исследования: что вы там, со своими примитивными планетами, то ли дело наши черные дыры! Забывают, наверное, "настоящие" астрофизики, что жизнь, включая их самих, могла таинственным образом возникнуть и эволюционировать только на планете. Стоит добавить все же, что на конгрессах Международного астрономического союза, которые раз в три года собирают астрономов всего мира, внепрограммные доклады о поисках внесолнечных планет и жизни за пределами Земли идут при переполненных "настоящими" астрофизиками многотысячных залах.

Попытки

человека понять окружающий мир всегда начинались со звездного неба над головой, и все, что ученые знают (а правильнее сказать – предполагают) о возникновении жизни, связано только с планетой Земля. Сегодня, когда накопленные столетиями знания содержат ответы на многие вопросы, когда новые астрофизические методы позволяют исследовать не только горизонт Вселенной, но и, возможно, даже горизонт времени, не менее важным (и даже сенсационным) научным событием стало открытие планетных систем у других звезд. Почти сто лет казалось, что это открытие вот-вот произойдет, публиковались многочисленные исследования и проводились специальные конференции, но состоялось оно только в 1995 году. Поразительно, что открытию внесолнечных планет мешали, как это будет видно из дальнейшего, именно те сведения, которые ученые получили в ходе исследования нашей Солнечной системы и которые считались исходными также для поиска других планетных систем.

У поиска внесолнечных планет (экзопланет, как их еще называют) несколько аспектов: это новые фундаментальные знания о происхождении мира, в котором мы живем; новые представления об эволюции нашей собственной планеты, природа которой далеко не застыла в своем развитии и совсем не так однозначна и устойчива, как это когда-то представлялось; наконец, это поиск миров с теми самыми таинственными условиями, в которых когда-то возникла (в единственной известной нам амино-нуклеино-кислотной форме) и эволюционировала жизнь на нашей планете.

Сложность механизмов образования и эволюции планет такова, что одинаковые исходные условия вовсе не обязательно ведут к идентичным результатам. Подобно тому как нельзя предсказать, куда покатится камень по разветвленной канавке или на какую сторону острова течение вынесет плот, природа предлагает большой набор различных путей для развития изначально мало различающихся планетных тел. Хорошо известный пример – планета Венера, совершенно непохожая на Землю (хотя удалось узнать это только в наши дни). Что же касается других планетных систем, то их разнообразие проявляется даже в самой их структуре.

Планета-гигант Юпитер находится на расстоянии 5,2 а. е. от Солнца, обращаясь вокруг него за 11,9 года. Радиус Юпитера в 11,2 раза больше радиуса Земли, а масса в 318 раз больше земной. Эта самая большая планета Солнечной системы имеет период вращения всего лишь 9,92 часа.

В ХХ веке отправной точкой в поиске других планетных систем считалась хорошо изученная структура Солнечной системы. Близко к центральной звезде, Солнцу, располагаются четыре планеты земного типа: Меркурий, Венера, Земля с Луной и Марс. Все они имеют высокую среднюю плотность, 4-5,5 г/см3, и, за исключением Меркурия и Луны, обладают атмосферами. Их удаленность от Солнца (в расстояни и от Земли до Солнца, равном 150 млн км, которое принято за астрономическую единицу и называется а.е.) составляет от 0,4 до 1,5 единицы. Планеты земного типа находятся в центральной части Солнечной системы. Гораздо дальше, от 5 до 30 единиц, располагаются планеты-гиганты, разделенные значительно большими расстояниями. Они устроены совсем иначе, чем Земля, и имеют газо-жидкую природу. Эту группу возглавляет Юпитер, масса которого в 318 раз больше массы Земли и составляет одну тысячную (точнее, 1/1047) массы Солнца. Все гиганты имеют кольца разной плотности и огромное количество лун: у Сатурна их больше 60. Между орбитами Марса и Юпитера находятся орбиты сотен тысяч малых планет, имеющих небольшие размеры, преимущественно около сотни километров. Размеры трех из них близки к 500 км, а Цереры – к 1000 км. Размеры многих тысяч других – всего несколько километров, а то и сотни метров. Между орбитами гигантов также расположены орбиты малых тел (так называемая группа Кентавров). Начиная с расстояния 39 а.е. располагаются орбиты транснептуновых объектов (ТНО). Их возглавляет двойная планета Плутон-Харон, которую в августе 2006 года наиболее шумная часть делегатов Генеральной Ассамблеи Международного астрономического союза в Праге лишила звания планеты (вряд ли Плутон с Хароном рыдают от горя, но бурных заседаний было немало). Логика такого решения в том, что уже обнаружено много других ТНО, в том числе недавно открытый 2003 UB313, который почти вдвое больше Плутона (см. "Наука и жизнь" № 10, 2006 г.). По-видимому, пояс ТНО тянется до 60 а.е. и дальше. Еще одна группа "населения" Солнечной системы – кометы – имеет типичные размеры небольших астероидов и находится на очень вытянутых орбитах с перигелием (самой близкой по отношению к Солнцу точкой орбиты) у Солнца, часто даже ниже орбиты Меркурия, и с афелием (максимальным удалением) порядка 1000 а.е. (для долгопериодических комет). Здесь подобные тела образуют Облако Оорта, откуда они иногда (или периодически) отправляются к Солнцу. Причем в отличие от планет, орбиты которых располагаются примерно в одной плоскости, близкой к плоскости орбиты Земли (эклиптике), кометы могут прийти откуда угодно. Остается сказать, что все планеты и спутники вращаются вокруг своей полярной оси, причем, если их орбита низкая, как у Меркурия или как у галилеевых спутников Юпитера, их вращение так или иначе синхронизируется с обращением. Скорости орбитального движения планет очень различны, от 50 км/с у Меркурия и 30 км/с у Земли до 2 км/с у ТНО, в соответствии с третьим законом Кеплера.

Если в пределах планетных систем расстояния удобно обозначать в а.е., то для расстояний до Облака Оорта, а тем более до звезд, астрономы предпочитают парсек (пк – расстояние, которое свет проходит за 3,26 года) или просто световой год. А 1 а.е. – это всего 8 световых минут.

Поиски других планетных систем в ХХ веке опирались на изложенные представления о Солнечной системе. Ученые рассчитывали, как она должна выглядеть с расстояния, скажем, 5 пк, соответствующего удалению ближайших звезд. Получалось, что случай почти безнадежный – свет звезды замаскирует присутствие планет. Можно попытаться обнаружить только Юпитер, да и то при очень больших ухищрениях. Так как орбитальный период Юпитера составляет 12 земных лет, а Сатурна почти 30, план поисков должен был предусматривать постоянные наблюдения выбранных звезд в течение 10-30 лет…

Астероид Итокава. Осенью 2005 года его исследовал японский аппарат «Хаябуса». Размеры астероида всего 300 метров.

Первой открытой экзопланетой стала планета у звезды 51Peg в созвездии Пегаса. Фактически планета у звезды 51Peg была обнаружена в 1994 году, но официально объявили об этом лишь осенью следующего года. Сообщения об открытии планет появлялись и раньше, в течение почти всей второй половины ХХ века, но неизменно опровергались. Справедливости ради начать следует с классической (и самой долгой) истории поиска гипотетических планет у звезды Барнарда ("летящей"), открытой в 1916 году.

Звезда Барнарда – четвертая из ближайших к Солнцу звезд. В астрофизике звезды классифицируют по типам, в зависимости, главным образом, от их температуры. Солнце – звезда класса G2, с температурой излучения около 6000 К. Звезда Барнарда – сравнительно холодный и маломассивный красный карлик позднего класса M5V. Э. Барнард был охотником за кометами, причем не бескорыстным: правительство США тогда платило премии за находки комет. Свою звезду в 1916 году он открыл случайно, благодаря главной ее особенности – большому видимому движению по небу, около 10 угловых секунд в год. Позже другой исследователь из США, П. Ван де Камп, заинтересовался звездой Барнарда и не прекращал ее исследования более полувека. Движение звезды он начал изучать в 1938 году, используя астрометрический метод (точное определение координат объекта и его положения относительно других звезд), и, накапливая наблюдательный материал, настойчиво продолжал эту работу до 1980-х годов. Ван де Камп использовал фотопластинки своих наблюдений на 61-сантиметровом телескопе американской обсерватории Спроул, основную часть которых он провел в 1950-1978 годах. По результатам астрометрического анализа 2400 снимков Ван де Камп нашел, что след звезды Барнарда на фотопластинке образует слабо волнистую линию с размахом колебаний до 0,0005 мм, что соответствует периодическому смещению звезды на 0,04 угловой секунды. Такие колебания могли бы возникать под действием обращающейся вокруг звезды массивной планеты, так как в действительности оба тела обращаются вокруг общего центра масс, который, конечно, отстоит от центра звезды гораздо ближе, чем от центра планеты (во столько же раз ближе, во сколько масса звезды больше массы планеты). В таком же равновесии находятся, скажем, бабушка и внучка, качающиеся на противоположных концах доски. Чтобы никто из них не перевешивал, опора доски (барицентр) должна быть значительно ближе к массивной бабушке, чем к легкой внучке. Звезда и планета не качаются, а обращаются вокруг барицентра, но его положение определяется тем же условием. Чем массивнее планета и чем меньше масса звезды, тем заметнее должны быть периодические колебания в движении последней. Так как звезда Барнарда быстро движется, отдельные точки ее последовательных положений складываются в слегка волнистый след, считал Ван де Камп (см. "Наука и жизнь" № 9, 1973 г.).

Из данных Ван де Кампа следовало, что возмущения в движении звезды вызывает планета с массой Юпитера (или больше) и примерно с его же орбитой. В дальнейшем де Камп говорил уже о двух планетах, с периодами 12 и 26 лет. Популярность исследований де Кампа росла, чему способствовало и то, что он умел хорошо владеть аудиторией. Однако некоторые скептики относились к его данным недоверчиво.

Н. Вегман, один из близких коллег де Кампа, провел независимые измерения, колебаний в положении звезды Барнарда не обнаружил, но публиковать свои результаты не стал. В 1971 году Д. Гейтвуду, который тогда был аспирантом Аллеганской обсерватории (США), предложили исследовать движения звезды Барнарда в качестве диссертационной темы. Компьютеры тогда только входили в астрономическую практику, но Гейтвуду удалось разработать новый астрометрический прибор – многоканальный компьютеризированный фотометр, который в значительной мере исключал возможные ошибки измерений. Для надежности измерения проводились независимо в двух обсерваториях. Когда накопилось достаточное количество снимков, запустили программу их обработки. Вокруг громоздкого грохочущего принтера собрались все участники работы. "Это был странный случай, все произошло так быстро, за минуты, – рассказывал Гейтвуд. – Мы смотрели на выползавшую из принтера распечатку, причем не знали, какая из звезд – Барнарда. И вот появилась звезда с возмущениями около 30 тысячных секунды дуги. Я оживился. Бог мой, вот она! Мы нашли! Фантастика! Мы столпились, разглядывая, обсуждая, и тогда… тогда я увидел номер звезды. Это была не звезда Барнарда! Это была двойная звезда с возмущающим компаньоном". Далее появился совершенно ровный, без какой-либо волнистости, след звезды Барнарда.

Де Камп до конца своих дней настаивал на существовании планет у звезды Барнарда. Он умер в 1995 году, в год, странно совпавший с открытием первой подлинной экзопланеты у звезды 51Peg.

Наряду с астрометрией исследователи рассматривали и другие возможные методы поиска планет. В обзорах 80-х годов ХХ столетия приводились вполне обоснованные оценки возможностей методов лучевых скоростей (о нем ниже) и наблюдений внесолнечных планетных тел в оптическом и в инфракрасном диапазонах.

Метод прямой фотометрической регистрации экзопланет по отраженному ими свету в 1970 – 1990-х годах обсуждали многие исследователи. Автор в одной из своих работ 1986 года рассматривал выполнимость такой регистрации планет, исходя из самых-самых предельных технических возможностей. Принималось, что планетная система подобна Солнечной, наблюдаемой с расстояния 5 пк. Отношение света, отраженного планетой, к свету Солнца очень мало и составляет для Венеры и Юпитера одну миллиардную, а для Земли еще в четыре раза меньше. Идеальная оптическая система космического телескопа диаметром 2,6 метра с идеальным приемником могла бы создать фототок в 10-20 фотоэлектронов в секунду от света Юпитера. В принципе такой ток можно измерить, но шум регистрации фототока от самой звезды превышает эти значения в 10 тысяч раз, поэтому система должна быть очень сложной. Расчеты показывали, что задача требует длительности экспозиции не менее 10 часов.