Лев Гиндилис – SETI: Поиск Внеземного Разума (страница 89)
Отметим, что непосредственно наблюдать планеты даже у самых близких к нам звезд с помощью современных телескопов практически невозможно. Это связано не только с очень малым световым потоком (световой поток от Венеры приблизительно в миллиард раз меньше светового потока от Солнца), но и с гем, что планета расположена от нас почти точно в том же направлении, что и ее звезда. При таких условиях слабое излучение планеты будет теряться в ослепительных лучах ее собственной звезды. Чтобы «убрать» излучение звезды, можно использовать «звездный коронограф», в котором излучение звезды экранируется аналогично тому, как это делается в солнечных коронографах, позволяющих наблюдать солнечную корону вне затмения. Правда, надо иметь в виду, что соотношение яркостей солнце/корона на много порядков ниже (благоприятнее для наблюдения), чем соотношение звезда/планета. Но убрать звездный свет еще недостаточно, надо суметь разделить изображение звезды и планеты. Для ближайших звезд (и только для них!) это возможно. Однако «звездные коронографы» пока не созданы, и реальные возможности связывают с
Астрометрический метод состоит в измерении периодических колебаний положения звезды на небесной сфере, обусловленных ее вращением вокруг центра масс системы звезда-планета. Вследствие собственного движения звезды (точнее звезды вместе с ее планетной системой) в пространстве, центр тяжести движется по небесной сфере, «выписывая» плавную траекторию, а звезда из-за вращения вокруг центра масс описывает волнистую линию вокруг этой траектории. Колебания звезды (амплитуда волнистой линии) тем больше, чем больше масса планеты по отношению к массе звезды. Этот метод успешно применяется для обнаружения невидимых темных компонент в двойных звездах. Но обнаружение планет из-за их малой массы значительно труднее. Для наземных наблюдений обнаружение планет этим методом находится на пределе чувствительности современной аппаратуры.
Метод лучевых скоростей состоит в измерении смещения спектральных линий в спектре звезды. При вращении вокруг общего центра масс системы звезда в течение одной половины периода удаляется от наблюдателя, а в течение другой половины — приближается к нему. Соответственно, спектральные линии смещаются то в красную, то в синюю область спектра. Измеряя эти смещения, можно установить наличие планет, определить период их обращения, массу и другие параметры. Именно с помощью э того метода и были открыты первые планеты у других звезд.
История обнаружения планет полна драматическими моментами. В 1960-х годах известный американский астроном Ван де Камп сообщил об обнаружении планетной системы у Летящей звезды Барнарда в созвездии Змееносца. Она названа так потому, что в сравнении с другими звездами очень быстро перемещается (как бы летит) по небесной сфере; угловое перемещение, или, как говорят астрономы, собственное движение звезды Барнарда составляет 10 угловых секунд в год! Столь значительное собственное движение указывает на то, что звезда Барнарда находится близко от Солнечной системы, откуда мы ведем свои наблюдения. Действительно, это третья по близости к нам звезда (после Проксимы и Альфы Центавра), расстояние до нее составляет 1,8 парсека или около 6 св. лет. По физическим характеристикам звезда Барнарда — красный карлик спектрального класса М5 с массой равной 0,15 массы Солнца. На основе многолетних наблюдений Ван де Камп обнаружил периодические колебания положения звезды, которые он объяснил наличием невидимого спутника звезды (планеты) с массой в полтора раза больше массы Юпитера, обращающегося вокруг нее по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом около 25 лет.
Открытие Ван де Кампа но времени совпало с началом радиопоисков внеземных цивилизаций. То обстоятельство, что планета была обнаружена у одной из наиболее близких к нам звезд, говорило о том, что планетные системы должны быть распространенным явлением. Это внушало оптимизм и в отношении поиска сигналов. Несколько странным казался большой период и сильно вытянутая эллиптическая орбита, больше напоминающая орбиты комет. Когда эта проблема обсуждалась на 1-м Всесоюзном совещании по писку внеземных цивилизаций (1964 г.), проф. Б. В. Кукаркин обратил внимание на то, что наблюдаемая картина может быть следствием наличия не одной, а нескольких планет у звезды Барнарда. В качестве иллюстрации он рассмотрел, как бы выглядела Солнечная система при наблюдении подобным же методом с другой звезды. Поскольку периоды двух наиболее массивных планет Солнечной системы — Юпитера и Сатурна примерно соизмеримы (пять оборотов Юпитера составляют 59,3 года, а два оборота Сатурна — 58,9 года), то предполагаемые астрономы с другой звезды из анализа собственного движения Солнца могли бы заключить о наличии около него одной планеты-гиганта, движущейся по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом около 60 лег. Конечно, если бы инопланетные астрономы увеличили точность своих наблюдений, то, обнаружив более тонкие эффекты в движении Солнца, они могли бы установить истинную картину строения Солнечной системы. Нечто похожее, казалось, произошло и со звездой Барнарда. Повторный более точный анализ длительных рядов наблюдений позволил Ван де Кампу выделить в системе Летящей звезды Барнарда две планеты с массами 1,1 и 0,8 массы Юпитера, обращающихся вокруг звезды по почти круговым орбитам с периодом 26 и 12 лет на расстоянии от звезды 4,7 и 2,8 а. е. Последующие исследования позволили выделить еще одну — третью планету, причем оказалось, что расстояния всех трех планет от звезды Барнарда удовлетворяют закону Тициуса-Боде, установленному для планет Солнечной системы. Наконец, канадские ученые О. Дженсен и Т. Ульрих выделили 5 планет в системе звезды Барнарда. Все это было очень впечатляющим. Ведь если у одной из самых близких к нам звезд имеется планетная система, напоминающая Солнечную, значит, планетные системы должны быть весьма распространенным феноменом, ибо иначе трудно представить, как две планетные системы могли оказаться практически в одном месте Галактики.
К сожалению, в дальнейшем результаты Ван де Кампа подверглись серьезному сомнению. В начале 1970-х годов Дж. Гейтвуд, в то время молодой аспирант обсерватории Аллегени (США), разработал усовершенствованный астрометрический прибор с компьютерной обработкой данных и, применив его к анализу собственных движений ряда звезд, не подтвердил результат Ван де Капма. Гейтвуд полагал, что его результат вызван инструментальными ошибками. Однако Ван де Капм не согласился с таким выводом, он продолжал настаивать на достоверности своих наблюдений.
Вопрос, таким образом, оставался открытым. Когда речь идет о результатах, полученных на пределе экспериментальных возможностей, истину установить очень трудно. Необходимо существенное повышение чувствительности методов. Ван де Камп ушел из жизни в 1995 г., и как раз в этот год была открыта первая из новой серии внесолнечных планет, уже не вызывающих никаких сомнений, — планета у звезды 51 Пегаса.
Планета у звезды 51 Пегаса была обнаружена методом лучевых скоростей. Долгое время этот метод не давал нужной точности, он позволял регистрировать скорости порядка 500 м/с, а для обнаружения даже такой массивной планеты, как Юпитер, у солнцеподобной звезды требовалась скорость 12,5 м/с. Следовательно, необходимо было существенно повысить чувствительность метода. К началу 90-х годов это стало возможно благодаря применению спектрометров нового поколения.
Первый успех выпал на долю швейцарских исследователей М. Майора и Д. Квелоца. Их спектрометр имел чувствительность 13 м/с и позволял на пределе обнаружить планету типа Юпитера у солнецеподобной звезды. В 1994 г. они начали наблюдения на высокогорной обсерватории Верхний Прованс (Франция). В программу входил поиск планет у 142 солнцеподобных звезд из ближайшего окружения Солнца. В их число входила и звезда 51 Пегаса, расположенная на расстоянии около 50 световых лет от Солнца. Неожиданно у этой звезды была обнаружена довольно значительная лучевая скорость 60 м/с. Скорость периодически менялась с периодом 4,2 дня. Это было невероятно! Ведь период обращения планет составляет годы, а не дни, следовательно, и скорость, обусловленная влиянием планет, должна была меняться с годичным периодом. Майор и Квелоц решили задержать публикацию своего открытия и еще раз все проверить. В июле 1995 г. наблюдения 51 Пегаса были возобновлены. Изменения скорости следовали точно установленному закону. Сомнений не оставалось: это была планета. Масса ее порядка массы Юпитера, а расстояние до звезды всего 0,05 астрономических единиц (в 20 раз меньше расстояния от Земли до Солнца)! Этим и объясняется столь малый период обращения планеты и большая амплитуда изменения скорости звезды, что облегчило обнаружение планеты. Из-за близости к звезде температура планеты превышает 1000 К. Поэтому в дальнейшем такие планеты стали называть «горячими юпитерами».
Осенью 1995 г. Майор и Квелоц доложили о своем открытии на конференции в Италии. Весть эта быстро распространилась среди других исследовательских групп, занимавшихся поисками планетных систем. Среди них была группа из Сан-Францисского университета США (Дж. Марси, П. Батлер и др.), которые проводили наблюдения на Ликской обсерватории, начиная с 1987 г. К 1994 г. их аппаратура была усовершенствована, и порог чувствительности доведен до 3 м/с. С такой чувствительностью можно было бы уверено обнаружить Юпитер с расстояния до 30 световых лет. За много лет наблюдений у них накопился очень большой материал. Чтобы сократить время компьютерной обработки, исследователи решили уменьшить число регулярно наблюдавшихся звезд со 120 до 25. Среди отброшенных оказалась и звезда 51 Пегаса! Получив сообщение об открытии швейцарских ученых, Марси и Батлер немедленно повели наблюдения 51 Пегаса. Открытие подтвердилось. Вскоре о подтверждении сообщили и другие наблюдатели. Получив время на самых мощных компьютерах, Марси и Батлер провели обработку многолетних наблюдений и обнаружили планетные системы еще у нескольких звезд.