Все о космосе

Экзопланеты

Астрономы никогда не сомневались в том, что вокруг некоторых звезд, также, как и вокруг Солнца, обращаются планеты. Иначе и быть не могло, ведь Солнце не уникально, а значит, и другие подобные ему звезды, или хотя бы часть из них, могут иметь свои планетные системы. Но до недавних пор не было известно, часто ли встречаются планетные системы, и насколько похожи планеты, составляющие их, на "обитателей" нашей Солнечной системы.

Последнее десятилетие XX в. по­дарило астрономам долгождан­ное открытие: были обнаружены первые планетные системы у звезд разного ти­па, включая даже нейтронные звезды — радиопульсары. В науке о Вселенной появилось новое направление — изуче­ние планетных систем иных звезд.

Впрочем,  нужно заметить сразу, что никто пока не видел эти планеты: об их существовании судят по косвен­ным признакам, например, по перио­дическому смещению звезды, кото­рую притягивают ее планеты, обраща­ясь по орбитам. Понятно, что притя­жение массивных планет, таких как Сатурн или Юпитер, влияет на звезду сильнее, чем притяжение небольших планет, похожих на Землю. Поэтому в первую очередь удается обнаружить "юпитеры". Но астрономическая тех­ника быстро совершенствуется, повы­шается точность измерения положения и движения звезд, постепенно ученые находят все менее крупные планеты.

За новооткрытыми космическими телами закрепилось два названия: "внесолнечные планеты" и "экзопланеты". Оба они, по существу, означа­ют одно и то же, но термин "экзопланеты" можно расшифровать и как "экзотические планеты". Дело в том, что большинство новых планет дейс­твительно оказались весьма необыч­ными.

Как заметить экзопланету?

Планеты обнаружить трудно, пото­му что они очень маленькие (по срав­нению со звездой-хозяйкой) и сами не излучают свет. Если планета обраща­ется далеко от звезды, ее поверхность освещена слабо и отражает мало света. Если же планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то далекому наблюдателю все равно трудно различить ее в блеске лучей светила.

Представим себе астронома, живу­щего у соседней звезды, например, у Альфы Центавра, и наблюдающего в телескоп нашу Солнечную систему. Солнце будет сиять на его небосводе очень ярко, как звезда Вега на нашем небе. Но блеск планет покажется ему очень слабым: Юпитер будет "звездоч­кой" 23 звездной величины (23"), Вене­ра — 24™, а Земля и Сатурн будут иметь 25™. Конечно, наши крупнейшие те­лескопы могли бы заметить такие сла­бые объекты, если бы рядом не было ярких звезд. Но ведь для далекого наб­людателя из системы Альфа Центавра Солнце всегда расположено рядом с планетами: угловое расстояние между Юпитером и Солнцем не превосходит 4", а между Венерой и Солнцем всего 0,5". Для современных телескопов за­метить настолько слабый объект так близко от яркой звезды — задача непо­сильная.

Однако даже если пока не удается разглядеть далекие планеты, об их присутствии можно догадаться, изу­чая звезду. В качестве примера опять рассмотрим Солнечную систему. Сре­ди всех планет самый массивный Юпитер. Пренебрежем влиянием ос­тальных планет и рассмотрим двой­ную систему Солнце-Юпитер. Разде­ленные расстоянием 5,2 астрономи­ческих единиц (а. е.), они обращаются с орбитальным периодом Юпитера (около 12 лет) вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 раз массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиу­сом 5,2 а. е./1000 = 0,0052 а. е. (это лишь немногим больше радиуса само­го Солнца). С Альфы Центавра (с рас­стояния 4,34 световых года или 275 000 а. е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004". Под таким уг­лом мы видим толщину карандаша с расстояния 360 км. Вы когда-нибудь смотрели на карандаш с такого рассто­яния? Попробуйте.

Неспециалисту кажется, что "пока­чивание" звезды с амплитудой 0,004" заметить невозможно. Действитель­но, сделать это очень трудно. Ведь само изображение звезды на фотоп­ластинке имеет размер около 2" из-за рассеивания света в земной атмосфе­ре. Реально ли заметить сдвиги свето­вой "кляксы" на тысячную долю ее размера? Современные методы астро­метрии позволяют измерять положе­ние звезд на небесной сфере с очень высокой точностью.

Чтобы астрометрический метод по­иска планет привел к успеху, нужно соблюсти два условия: звезда должна располагаться как можно ближе к Солнцу и быть как можно менее мас­сивной, тогда при наличии у нее круп­ной планеты угловая амплитуда ее "покачиваний" будет наибольшей. В 1916 г. американский астроном Эду­ард Барнард обнаружил, что слабень­кая красноватая звездочка в созвездии Змееносца регулярно перемещается относительно других звезд на целых 10" в год. Что служит причиной ее стремительного "полета"? Хотя астро­номы знают, что все звезды хаотичес­ки перемещаются в пространстве со скоростями от 20 до 50 км/сек., при наблюдении с межзвездных расстоя­ний эти перемещения остаются прак­тически незаметными.

Выяснилось, что обнаруженная Барнардом звезда — одна из ближай­ших к нам, вторая после Альфы Цен­тавра, поэтому ее движение в прос­транстве так заметно. Астрономы ок­рестили ее Летящей звездой Барнар­да. Поскольку ее масса почти в 7 раз меньше, чем у Солнца, влияние на нее соседей-планет может быть весь­ма заметным. Более полувека изучал движение этой звезды другой амери­канский астроном, Питер Ван де Камп. Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды Барнарда волнообразная траектория с амплитудой покачива­ний около 0,02", а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов Ван де Кампа следовало, что масса невидимого спутника чуть боль­ше массы Юпитера (Мю), а большая полуось его орбиты = 4,4 а. е. В нача­ле 60-х годов это сообщение облетело весь мир и широко обсуждалось.

Но не все астрономы согласились с выводами Ван де Кампа. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, ученые к концу 70-х годов выяснили, что звезда Барнарда дви­жется ровно, без колебаний, а значит, массивных планет в качестве спутни­ков не имеет. Но эти же работы при­несли и новую находку: были замече­ны "зигзаги" в движении пятой от Солнца звезды Лаланд 21185. Сейчас у астрономов есть веские доводы в пользу того, что вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с пери­одом 30 лет (масса 1,6 Мю, а = 10 а. е.) и вторая с периодом 6 лет (масса 0,9 Мю, а = 2,5 а. е.). Для подтверждения этого открытия проводятся дополнительные наблюдения.