Портал создан при поддержке Федерального агентства по печати и массовым коммуникациям.

Планетные системы звезд

Доктор физико-математических наук Л. КСАНФОМАЛИТИ (Институт космических исследований РАН, Москва).

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.

Строение солнечной системы всегда считалось классикой астрономии

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…

Поиски планет у других звезд в хх веке

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.

Технические сложности метода прямой регистрации были причиной скептического к нему отношения. Теоретически большими преимуществами обладает радиометрический метод, который отличается от фотометрического только диапазоном длин волн. Фокус здесь заключается в использовании особенностей планковской кривой излучения абсолютно черного тела. Регистрируется не отраженный свет, а собственное инфракрасное излучение планеты в диапазоне 25-50 мкм. Длина волны выбирается правее максимума планковской кривой для планеты, где выигрыш получается наибольшим. К тому же, в отличие от оптической фотометрии, тепловое излучение исходит от всей поверхности планеты, а не только от освещенной стороны. С учетом свойств уравнения Планка отношение интенсивности инфракрасного излучения Юпитера и Солнца получается в 150 тысяч раз больше отношения их яркостей в оптическом диапазоне. Но реальный выигрыш, по техническим причинам, не превышает 100 раз.

Эффективность метода прямой регистрации (в оптическом диапазоне) все-таки была доказана наблюдениями планеты у так называемого коричневого карлика 2M1207. Это особый случай, о котором рассказывается ниже.

Планетная система у нейтронной звезды PSR B1257+12

Вопреки ожиданиям первая внесолнечная планетная система была обнаружена не у нормальной звезды, а у пульсара (нейтронной звезды). В 1991 году радиотелескоп Аресибо (Пуэрто-Рико, США) был остановлен на частичный ремонт. 300-метровая параболическая антенна Аресибо неподвижна, поэтому основной режим работы этого радиотелескопа - пассажный, то есть излучение радиоисточ ников регистрируется, когда благодаря вращению Земли они проходят через его неподвижную диаграмму направленности. А. Вольцшан использовал остановку плановых работ на радиотелескопе для поиска пульсаров, расположенных высоко над плоскостью Галактики. Вскоре ему удалось обнаружить слабый пульсар PSR B1257+12, импульсы которого повторяются каждые 6,2 миллисекунды. Пульсар далекий, он находится на расстоянии 1300 световых лет. (Пульсары - это быстровращающиеся нейтронные звезды с двумя узкими лучами, как у прожектора маяка. Они удобны для исследования межзвездного пространства, и существуют специальные математические модели, которые позволяют получить сведения о межзвездной среде именно путем обработки данных об излучении пульсара.) Но с обработкой данных PSR B1257+12 возникли проблемы. Вскоре, чтобы подтвердить наблюдения Вольцшана, Д. Фрейл в радиоастрономической обсерватории Сокорро в Нью-Мексико провел независимые измерения, но получил такие же результаты.

Немного раньше А. Лин выступил в печати с сообщением об открытии планеты у другого пульсара, PSR B1829-10. Его статья в журнале "Nature" появилась 25 июля 1991 года вместе с вынесенным на обложку ярким заголовком: "Первая планета вне нашей Солнечной системы". У Лина тоже были проблемы с обработкой данных, но, когда он включил в модель пульсара периодическое воздействие, создаваемое гипотетической массивной планетой, задача была решена. Период планеты, однако, оказался странно равным точно половине земного года. Впрочем, мало ли какие бывают совпадения. Вольцшан и Фрейл тоже включили в обработку такое же периодическое воздействие от массивной планеты. Однако осенью того же года на конференции, где были представлены доклады Лина и Вольцшана, Лин мужественно признался, что с новой программой обработки присутствие планеты у пульсара PSR B1829-10 не подтвердилось. Ошибку вызывало, по-видимому, годичное движение Земли.

В 1993 году Вольцшан объявил, что у пульсара PSR B1257+12 оказались три планеты, которые удалены от него в том же отношении 0,39/0,72/1, что и расстояния от Солнца Меркурия, Венеры и Земли. Массы планет довольно значительны: 0,2, 4,3 и 3,6 земной, а периоды обращения составляют 25, 67 и 98 суток (в дальнейшем заключение о существовании первой планеты оспаривалось).

По-видимому, планеты у пульсара представляют собой весьма экзотические образования. Они подвержены действию интенсивных потоков электронов, позитронов и гамма-излучения, периодически падающих на планеты с указанным периодом (то есть с частотой 160 Гц). После первых же публикаций возник вопрос: откуда там взялись планеты? Нейтронная звезда - продукт взрыва обычной звезды в конце ее жизни. Предположение, что планеты у звезды когда-то существовали и сохранились после ее взрыва как сверхновой, не проходит по нескольким причинам. После взрыва сверхновой планеты должны были бы оказаться внутри газовых оболочек звезды. Но даже если бы они и сохранились, пусть в обожженном виде, удержаться на своих орбитах они бы не смогли: после взрыва масса звезды и ее тяготение резко уменьшаются, в результате сохраняющегося момента орбиты планет катастрофически увеличиваются и планеты покидают звезду.

Воможное объяснение природы планет пульсара PSR B1257+12 связано именно с его быстрым врашением, хотя он должен быть достаточно старым (и медленным). Предполагается, что рядом с ним существовала другая звезда, вещество которой постепенно перетекало к пульсару, ускоряя его вращение, а остатки могли конденсироваться в планеты. Ныне такой звезды нет.

В 1999 году подтвердилось наличие планеты с массой порядка пяти масс Юпитера у еще одного пульсара, PSR B1620-26. Среди возможных кандидатов на наличие планет есть и другие пульсары.

История открытия планет у солнцеподобных звезд

Число открытых на 2006 год экзопланет привышает двести. Практически все они найдены одним и тем же очень сложным методом, который, не вникая в подробности, все же можно объяснить достаточно просто.

Все звезды участвуют во вращении Галактики. Но наряду с этим каждая звезда имеет собственные, случайные скорости, которые относительно Солнца могут достигать нескольких десятков километров в секунду. Если звезда приближается к наблюдателю или удаляется, возникает эффект Доплера, когда световые волны как бы сжимаются или растягиваются вдоль луча, смещая весь спектр звезды в синюю или красную сторону соответственно. Измерения смещения линий в спектре позволяют определить лучевые (радиальные) скорости звезд. Разумеется, составляющую скорости, которая вдоль луча не направлена, таким методом измерить нельзя.

Представим теперь, что у звезды есть массивная планета, вместе с которой они обращаются вокруг барицентра. Движение звезды по такой кеплеровской орбите наложит на доплеровскую составляющую лучевой скорости еще одну, переменную составляющую (рис. 1), которая обычно намного меньше полной лучевой скорости и выдает присутствие планеты. Третий закон Кеплера связывает орбитальное расстояние планеты и период ее обращения с массой звезды (и планеты). Масса звезды солнечного типа приблизительно известна заранее из ее спектрального класса. Как видно из рисунка, измерения позволяют определить массу планеты только с точностью до синуса угла i, причем, если планетная система звезды расположена так, что плоскость орбит перпендикулярна к направлению на наблюдателя, измерения становятся невозможными. Для нахождения доплеровской составляющей используются доплеровские сдвиги положения многочисленных спектральных линий звезды, главным образом в области 500-600 нм. Сдвиг линий звезды определяют относительно спектральных линий лабораторного источника. Сам сдвиг, который возникает благодаря кеплеровским скоростям, микроскопический, и его измерения больше относятся к искусству, чем к науке.

Предельной возможностью метода, существующего уже около ста лет, до 70-х годов ХХ века считалось нахождение скоростей примерно 300-500 м/с. Попытки обнаружить планеты по признаку периодического изменения знака кеплеровской составляющей, возникающей при обращении звезды вокруг барицентра, было совершенно бесперспективно. Кеплеровские (орбитальные) скорости звезд очень малы. Например, в Солнечной системе кеплеровская скорость Солнца, возникающая под действием притяжения Юпитера, всего 12,5 м/с, Сатурна - 2,7 м/с, а Земли или Венеры - менее 0,1 м/с. Поэтому для поиска экзопланет понадобилось придумать и создать аппаратуру в 100-200 раз более чувствительную.

Второй главный метод поиска - астрометрический, о котором уже говорилось выше. Здесь достигнута точность выше 1 микросекунды дуги, причем есть перспективы улучшения метода. Теоретически существует не менее пяти физических методов поиска, из которых здесь рассматриваются только метод лучевых скоростей (МЛС) и транзиты.

И МЛС, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, которые ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета. Зато кеплеровская составляющая скорости звезды становится ничтожно малой, а наблюдения растягиваются на десятилетия. МЛС, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. До 1995 года исследователи неизменно исходили из массы и периода Юпитера и ничего другого не ожидали.

Стремясь улучшить чувствительность метода лучевых скоростей, в начале 1990-х годов несколько групп в разных странах одновременно занялись его совершенствованием. В 1988 году в Канаде Б. Кэмпбелл и его коллеги сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Они сравнивали положение линий в спектре звезды с наложенным на него лабораторным спектром паров фтористого водорода, который, однако, очень неудобен для работы из-за высокой токсичности.

В Швейцарии, в Женевской обсерватории, М. Майор и Д. Квелоц (который тогда был аспирантом Майора) разработали другой спектрометр, где был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В МЛС-наблюдениях во французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они достигли на нем предельной чувствительности 13 м/с и в 1994 году приступили к поиску планет у 142 звезд солнечного типа из сравнительно близкого окружения Солнца, в том числе у звезды 51Peg, находящейся на расстоянии 15 пк.

В Сан-Францисском университете в США группа Д. Марси начала планомерный поиск планет еще в 1987 году и к 1995 году уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. По предложению П. Батлера, который тогда, как и Квелоц, был аспирантом, фтористый водород в стандарте заменили парами йода (в дальнейшем йодный стандарт в астрономии стал очень "модным"). В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных линий звезд - 500-600 нм. Но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта требуются очень трудоемкая обработка результатов и применение мощного компьютера.

По расчетам, чувствительность нового метода должна была быть высокой и составлять 10 м/с, что легко достигалось в кратковременных тестах. Однако, хотя в ходе ночных наблюдений типичная ошибка результатов составляла всего 5-10 м/с, наблюдения от ночи к ночи давали разброс от 20 до 100 м/с. Хорошие результаты, полученные Д. Марси с коллегами накануне, в следующую наблюдательную ночь казались ошибочными. Шесть лет они дорабатывали и совершенствовали программы обработки. Наконец, в 1994 году их коллега С. Вогт заменил оптику спектрометра в Ликской обсерватории, где выполнялись наблюдения, и сразу же удалось довести порог до 3 м/с. Это вполне позволило бы воображаемому наблюдателю, удаленному на 10 пк (30 световых лет), обнаружить Юпитер по его гравитационному влиянию на Солнце. Однако накопленные материалы требовали нескольких лет компьютерной обработки. Поскольку Марси и Батлер с коллегами знали, что период Юпитера составляет 12 лет, они, похоже, особенно не торопились. Но все же, чтобы ускорить работу, число регулярно наблюдавшихся звезд было сокращено со 120 до 25. Среди отброшенных была и звезда 51Peg, потому что в Йельском каталоге ярких звезд она значилась как нестабильный субгигант и относилась к особому виду звезд. В действительности 51Peg - спокойная звезда солнечного типа, спектральный класс G2.5. Эта ошибка в каталоге для Марси и Батлера стала роковой.

Несколько других групп исследователей тоже накапливали материал, исходя из того, что обнаружима планета с массой не менее Юпитера и с периодом 12 лет.

Метод швейцарских исследователей М. Майора и Д. Квелоца позволял получить результат сразу. Их техника была отлажена, однако уже через несколько месяцев после начала работы возникли проблемы с этой самой 51Peg. Всего за несколько ночей значительная часть лучевой скорости звезды меняла знак, изменяясь на 60 м/с. М. Майор предположил, что причина может быть в неисправности спектрометра. Но уже в декабре 1994 года в руках у Майора и Квелоца оказалась синусоидальная кривая изменения кеплеровской составляющей лучевой скорости 51Peg с периодом (годом планеты) всего 4,2 дня. Исследователи были в затруднении. По массе такая планета должна быть очень большой, чем-то вроде Юпитера, но находится на орбите в восемь раз ближе к звезде, чем даже Меркурий к Солнцу (около 1/20 а.е.), и с периодом 1/1000 периода Юпитера. В существование таких планет никто тогда не мог поверить.

Желая проверить свое открытие еще раз, Майор и Квелоц решили выдержать характер и не публиковать свои данные сразу. В марте 1995 Пегас ушел за Солнце, и до возобновления наблюдений в июле оставалось четыре месяца. Майор и Квелоц рассчитали, какой должна быть будущая фаза кеплеровской составляющей, если это действительно планета. И вот, в июле 1995 года, 51Peg появился точно с расчетным значением кеплеровской лучевой скорости. Еще через несколько ночей наблюдений сомнений уже не оставалось: найдена первая планета, обращающаяся вокруг нормальной звезды. Но планета, по меркам Солнечной системы, совершенно необычная: намного ближе к звезде, чем кто-либо мог предположить. "Поэтому было очень, очень трудно убедить себя, что это - планета, а не пульсации звезды, или ее вращение, или что-то еще", - говорил М. Майор. Тем не менее был куплен и торжественно съеден большой торт и срочно подготовлена статья в печать.

В дальнейшем именно с утверждением, что у 51Peg наблюдаются пульсации звезды, а не экзопланета, выступил Д. Грей. Его критика не подтвердилась, так как периоды собственных колебаний звезд значительно короче, а главное - не могут иметь столь высокой стабильности.

Осенью 1995 года на конференции в Италии Майор и Квелоц доложили о своем открытии, о необычной близости планеты к звезде и ее большой массе. Планеты стали называть по имени звезды с добавлением буквы b для первой найденной планеты, c для второй и т. д. Как уже говорилось, МЛС-измерения фактически дают оценку не самой массы М, а величину Msini. Насколько оценка массы экзопланеты отличается от ее реальной массы, зависит от угла i, который образует нормаль к плоскости ее орбиты с направлением на наблюдателя; для 51Peg b масса составляет, скорее всего, половину массы Юпитера. Из-за близости к звезде температура планеты очень высока и превышает, вероятно, 1000 К (в дальнейшем этот тип планет получил название "горячий юпитер"). Работа была представлена в журнал "Nature". Открытие вызвало сенсацию, причем критики тут же отметили, что такая планета по целому ряду причин просто не могла образоваться.

Что же касается Д. Марси и П. Батлера, вести с конференции застали их врасплох. У них шли наблюдения, и последующие четыре ночи они посвятили столь опрометчиво оставленной ими 51Peg. Вскоре сомнений не осталось: швейцарцы правы. Огорчению Марси и Батлера не было границ - столько лет работы, а первенство досталось другим. Но вскоре они уже оказались в центре внимания американской прессы и телевидения. Появились неожиданные коллеги, которые, по их словам, тоже обнаружили планеты у 51Peg, даже целых две, но не смогли объяснить, как они это сделали. Постепенно швейцарцы вообще как-то отошли на второй план, лишь в конце газетных и других публикаций упоминалось, что швейцарские исследователи тоже обнаружили экзопланету.

Но Майор и Квелоц были вынуждены молчать. Хотя публикация в "Nature" и закрепляет приоритет, но правила редакции запрещают разглашать содержание находящейся в печати статьи. На все обращения журналистов они мрачно отмалчивались, а лавры открытия доставались другим. "Это была полностью вина "Nature", - говорил Квелоц. - Мы были в очень трудном положении, поскольку хотели говорить, хотели рассказать о том, что сделали, но не могли из-за запрета "Nature". Была масса звонков от журналистов, но все что мы могли сказать, это - извините, не можем ответить. Может быть, спросите кого-либо еще".

Марси и Батлеру срочно предоставили время на мощных компьютерах. За последующие полгода они обработали накопленные за восемь лет материалы о 107 звездах. Им сразу же удалось выделить шесть звезд-кандидатов, причем одну из них, в созвездии Лебедя (16Cyg B), одновременно нашла группа У. Кохрана (США). Экзопланета у 16Cyg B оказалась одной из первых среди планет с очень большим эксцентриситетом орбиты, больше подходящим комете. Вместе с тем в числе новых экзопланет оказалась также t Воо b, орбита которой имеет ничтожный эксцентриситет. Ее период ("год") 3,3 дня, а вероятная масса - примерно четыре массы Юпитера. К родительской звезде она еще ближе, чем экзопланета 51Peg b. Забегая вперед, можно сказать, что дальнейшее совершенствование метода лучевых скоростей и его предельные возможности определяются главным образом тем, насколько нестабильны фотосферы звезд солнечного типа. В типичном благоприятном для МЛС случае неспокойствия фотосферы составляют примерно 3 м/с, а предельные возможности самого метода ныне близки к 1,5 м/с.

В дальнейшем темпы открытий экзопланет нарастали. Появились новые коллективы исследователей, а среди экзопланет выделились несколько типичных групп. Уже на начало 2000 года было исследовано около 500 звезд солнечного типа, причем удалось обнаружить 32 экзопланеты. Треть среди них - объекты типа "горячий юпитер". К середине этого года общее число открытых экзопланет превысило 200. Отдельный их класс - это так называемые коричневые, или, правильнее, инфракрасные карлики. (Окончание следует.)

Бюро справок

Парсек (пк, pc) - расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек диаметра земной орбиты изменяет свое видимое положение (параллакс) на 1 угловую секунду. Или, что то же самое, расстояние, с которого земная орбита видна под углом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года = 30,857.1012 км.

Законы Кеплера - три закона, описывающие невозмущенное движение планет. Сформулированы немецким астрономом И. Кеплером в начале XVII века.

1-й закон. Орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Кометы и космические аппараты могут двигаться по гиперболам и параболам, в фокусе которых находится центр притяжения.

2-й закон. Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади, то есть скорость планеты возрастает при ее приближении к Солнцу (максимальна в перигелии) и убывает при удалении (минимальна в афелии).

3-й закон. При движении двух планет по эллиптическим орбитам вокруг Солнца квадраты их обращения относятся как кубы больших полуосей их орбит. Формулировка подразумевает, что масса планет пренебрежимо мала по сравнению с массой Солнца.

Галилеевы спутники - четыре самых крупных спутника Юпитера - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, открытые в 1610 году итальянским физиком и астрономом Галилео Галилеем при помощи сконструированного им телескопа. По своим характеристикам они ненамного отличаются от Луны (масса Луны М= 7,350.1022 кг, радиус R = 1732,2 км):

Закон излучения Планка - закон распределения энергии в спектре равновесного излучения при определенной температуре Т (см. рис. на стр. 5). Был получен немецким физиком М. Планком в 1900 году на основе гипотезы о том, что излучение энергии происходит порциями - квантами.

Немецкий физик В. Вин вывел первый закон распределения энергии излучения в 1893 году, но с его помощью смог описать только спектр высоких частот (малых длин волн). английские физики Дж. У. Рэлей в 1900 году и Дж. Джинс в 1905-м независимо друг от друга получили закон для низкочастотной части спектра, но в области высоких частот он предсказывал возрастание энергии излучения до чрезвычайно больших значений в далекой ультрафиолетовой области, что не соответствовало результатам опытов. Планк, введя понятие квантов, сумел соединить эти законы, получив точную формулу закона. Теоретический вывод закона излучения Планка сделал А. Эйнштейн в 1916 году.

Орбитальные резонансы, или соизмеримости, - отношения целых чисел, например 3/2, 7/3 и т. д., которыми выражаются отношения периодичности стабильных орбит планет, обращающихся вокруг Солнца. Объясняется их происхождение тем, что гравитационное взаимодействие как бы выталкивает планеты с орбит, не подчиняющихся этим соотношениям.

См. в номере на ту же тему Л. КСАНФОМАЛИТИ - "Бомжи" в солнечной системе.


Случайная статья


Другие статьи из рубрики «Наука. Дальний поиск»

Детальное описание иллюстрации

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.
Белый объект справа - это "коричневый" (инфракрасный) карлик 2М1207. По-видимому, у этой карликовой звезды есть планета (слева на снимке). Масса планеты - примерно пять масс Юпитера; она находится на расстоянии 55 а.е. - в 10 раз дальше от звезды, чем Юпитер от Солнца. (Снимок получен в Южно-Европейской обсерватории Паранал (Чили) с помощью так называемой адаптивной оптики 8-метрового телескопа.)
Рис. 1. Звезда и планета обращаются вокруг общего центра их масс - барицентра. Поэтому удаленный наблюдатель видит, что скорость звезды периодически изменяет свой знак (+V<SUB>s</SUB>, - V<SUB>s</SUB>). К тому же видимая составляющая скорости звезды </I>V<I><SUB>вид</SUB> зависит от зенитного расстояния наблюдателя, она меньше действительной кеплеровской лучевой скорости на величину синуса угла </I>i<I>. В результате найденная с помощью МЛС масса планеты всегда будет меньше действительной ее массы на величину того же синуса угла. В предельном случае, если наблюдатель расположен вблизи полюса системы, кеплеровская составляющая методом лучевых скоростей вообще не обнаруживается (хотя, в принципе, она может быть найдена с помощью астрометрии).