Александр Громов - Удивительная Солнечная система

Для писателей-фантастов планеты возле других звезд были такой же обыденностью, как Луна или Венера. Некоторые описывали гигантские звезды, окруженные сотнями планет, – и не очень-то напрягали при этом фантазию. Обыкновенная экстраполяция. Самое интересное, что с позиций современной науки в таком предположении нет ничего фантастического: ведь массивная звезда образуется из очень массивного газово-пылевого облака, причем собственно в звезду превращается лишь часть его (тем меньше в процентном отношении, чем массивнее звезда), а остальное либо выметается прочь световым давлением и рассеивается в пространстве, либо конденсируется в спутники, которые могут быть даже звездами, а уж планетами и подавно. Во всяком случае, вещества для формирования планет вокруг массивных протозвезд более чем достаточно. Напротив, при формировании маломассивных красных и коричневых карликов почти все вещество протозвездного облака уходит на создание звезды, и для планет, во всяком случае крупных, может просто не хватить «строительного материала». Положение меняется, когда маломассивная протозвезда является спутником более массивной протозвезды-соседки, окруженной достаточно плотным газово-пылевым диском, – тогда процесс формирования планет у маломассивной звезды будет сходен с процессом формирования спутников крупных планет Солнечной системы, скажем, Юпитера.

В целом процесс формирования планет при формировании звезд есть, по-видимому, процесс неизбежный, и чисто умозрительные построения мыслителей ушедших веков (Джордано Бруно и др.) о множественности миров получили полную поддержку со стороны современной нам науки, что бывает нечасто. Но каким образом могла бы быть открыта планета у одной из ближайших звезд?

Тем же самым, каким в XIX и XX веках были открыты невидимые спутники звезд, слишком массивные, чтобы быть планетами. Понятно, что методы измерений физических характеристик звезд постоянно совершенствуются, это банальность. Чуть-чуть меньшая банальность – то, что совершенствование методов позволило совершить качественный скачок и выявлять на расстояниях в десятки и сотни световых лет уже не тусклые звезды-спутники, а планеты.

Способов три основных и два с крайне ограниченным применением. О некоторых уже говорилось выше, но повторить будет не вредно. Итак, первый из основных способов: выявление волнообразности линии собственного движения звезды. Второй: выявление периодического смещения спектральных линий вследствие ускорения либо замедления движения звезды под действием притяжения планеты (или планет). Третий: обнаружение периодического уменьшения светимости звезды при прохождении планеты по ее диску – совсем как в затменно-переменных звездах. Этот способ годится лишь в том случае, если направление на звезду практически совпадает с плоскостью ее орбиты – или орбита планеты очень мала.

Но именно третьим способом было открыто множество экзопланет – так называют планеты, обращающиеся возле других звезд (от греческого «экзо» – «вне», «снаружи»). Увидеть или сфотографировать их с помощью телескопа крайне сложно, вот и приходится «ловить» периодические слабые колебания яркости звезды. Проблема визуального обнаружения заключается и в слабости самой планеты, и, главное, в ореоле вокруг звезды. Планета попросту тонет в нем. Даже при самых благоприятных атмосферных условиях или, допустим, при наблюдениях из космоса звезда никогда не бывает точкой. Ее изображение, даваемое телескопом, всегда состоит из центрального пятна и окружающих его концентрических колец Эри, быстро слабеющих по мере удаления от центрального пятна. На пятно в идеальном (практически недостижимом) случае приходится 84 % света звезды, а остальное – на кольца. (Чем хуже оптика телескопа, тем шире кольца и тем больше света «перекачивается» в них из центрального пятна.) Таковы законы оптики, спорить с ними бесполезно. Угловые размеры пятна и колец зависят лишь от апертуры оптического инструмента. Апертуру телескопа (иногда называемую входным отверстием и часто – диаметром объектива, хотя для некоторых оптических систем апертура не равна диаметру объектива) нельзя увеличивать до бесконечности – этому помешают технологические и финансовые причины. Но можно применить оптическую интерферометрию, когда два или более разнесенных телескопа объединены в систему. Технологически это очень непросто, но возможно. Например, телескоп VLT (Very Large Telescope), построенный в пустынном чилийском высокогорье, состоит из четырех 8,2-метровых зеркал, способных работать как порознь, так и совместно. Разрешающая способность такой системы определяется уже не апертурой одного зеркала, а базой – расстоянием между зеркалами. С помощью оптической интерферометрии «ловцы» экзопланет пытаются увидеть то, что никакими другими способами увидеть не удается. В последние годы это начало получаться, но пока очень редко. Вдобавок оптическая интерферометрия – пока еще не способ открыть экзопланету, а лишь возможность увидеть экзопланету, открытую другим способом.