Леонид Ксанфомалити: ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД

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 UB 313, 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.).

Читать дальше