Лев Шильник - Космос и хаос. Что должен знать современный человек о прошлом, настоящем и будущем Вселенной

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 обращению 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 «b» 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 (?And), однако более внимательный анализ показал, что сходство это кажущееся. В системе ?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. А поскольку в некоторых системах удалось обнаружить несколько планет, их общее количество превысило число 200.