Разведка далеких планет Сурдин Владимир

Как бы то ни было, из несостоявшегося открытия Шейнера проросли зерна интереса к этой проблеме: о возможных планетах рядом с Солнцем астрономы не забывали. Немецкий аптекарь и любитель астрономии Генрих Швабе (1789–1875) многие годы неутомимо и терпеливо пытался обнаружить гипотетическую планету внутри орбиты Меркурия во время ее прохождения по диску Солнца. Для этого начиная с 1826 г. он систематически в течение 43 лет (!) зарисовывал расположение пятен на солнечной поверхности, надеясь, что одним из них окажется неуловимая планета.

Примерно то же самое, что надеялся увидеть Швабе, нынешние любители астрономии могли наблюдать 7 мая 2003 г., когда по диску Солнца проходил Меркурий, а также 8 июня 2004 г., когда на фоне солнечного диска прошла Венера (рис. 4.23); следующее ее прохождение состоится 6 июня 2012 г. В XIX в. Швабе тщетно вглядывался с помощью телескопа в солнечный диск: он не нашел на его фоне новую планету. Но, потерпев в своих поисках неудачу, упорный аптекарь все же сделал важное открытие: обнаружил возрастание и уменьшение количества солнечных пятен с периодом в 11 лет. Астрономы до сих пор пользуются этим надежным признаком изменения солнечной активности.

Вскоре после того, как Леверье опубликовал свою работу с предсказанием новой планеты внутри орбиты Меркурия, он получил письмо, автор которого сообщал о наблюдавшемся им прохождении какойто близкой к Солнцу планеты по солнечному диску. Наблюдателем был сельский врач и астроном — любитель Лескарбо (Lescarbault Е. М., 1814–1894). Свое открытие он сделал 26 марта 1859 г., почти за год до публикации Леверье, что, вероятно, расстроило великого теоретика: гораздо приятнее, когда теоретический прогноз предшествует открытию. Навестив доктора Лескарбо в его доме в Оржере (к юго — западу от Парижа), Леверье навел справки и, убедившись в честности врача — астронома и пригодности его наблюдательного инструмента, решил, что найденный объект и был новой планетой — Вулканом. Назревала сенсация; в научной печати эту находку сравнивали с открытием Нептуна.

Рис. 4.23. Прохождение Венеры по диску Солнца 8 июня 2004 г. Темный силуэт планеты виден вблизи края солнечного диска. Фото: Stefan Seip (Stuttgart, Germany)

Но восхищение этим открытием разделяли не все. В 1860 г. французский астроном Лие (Е. Liais), работавший над составлением карты побережья Бразилии, сообщил, что наблюдал Солнце одновременно с Лескарбо, но не видел никаких следов Вулкана. Лие длительное время изучал солнечный диск и поэтому с полной уверенностью утверждал, что обязательно заметил бы Вулкан, если бы тот действительно пересекал диск Солнца. К тому же Лие пользовался более мощным телескопом, чем Лескарбо. Одним словом, Лие был твердо убежден, что Лескарбо ошибся. Кроме того, он не слишком доверял и гипотезе Леверье. Описывая открытие в 1846 г. немецким астрономом Галле планеты Нептун, он довольно неприязненно пишет о Леверье, теоретически предсказавшем положение этой новой планеты: «Честь откытия принадлежит Галле, а не Леверье, подобно тому как честь открытия закона всемирного тяготения принадлежит Ньютону, а не яблоку».

Возможно, у читателя возник вопрос, почему астрономы предпочитали искать Вулкан не рядом с Солнцем, а на фоне Солнца? Дело в том, что на фоне яркой поверхности Солнца диск планеты выглядит очень контрастным, абсолютно черным. А рядом с Солнцем бледный свет планеты тонет в ярком сиянии земного небосвода. Но и такие поиски Вулкана, безусловно, проводились. Особенно интенсивными они стали с приходом в астрономию фотографии.

Рис. 4.24. Окрестности Солнца, сфотографированные с борта космической обсерватории SOHO. Солнце в центре закрыто круглым экраном. Слева к Солнцу приближается комета.

Любители астрономии знают, что даже Меркурий наблюдать непросто, хотя он и отходит от Солнца на расстояние от 17° до 28° (этот угол максимальной элонгации зависит от взаимного расположения Земли и орбиты Меркурия, поскольку она имеет довольно большой эксцентриситет). Еще труднее наблюдать планету внутри орбиты Меркурия. Практически это возможно только при полных солнечных затмениях. Во время затмений 1901, 1905 и 1908 гг. астрономы, пытаясь обнаружить Вулкан, фотографировали околосолнечные участки неба размерами 15°15° и 8°25°. На этих фотографиях имеются сотни слабых звезд (вплоть до 10^m), но планеты среди них нет.

С той поры прошел век, но экспериментаторы продолжают поиск и по-прежнему не оченьто доверяют теоретикам. Казалось бы, теория относительности Эйнштейна полностью объяснила странности в движении Меркурия, но, как мы видим, ученые — практики до сих пор пытаются измерить сплюснутость Солнца и обнаружить Вулкан. В их настойчивости есть свой резон: если не Вулкан, то чтонибудь интересное они обязательно найдут. Убедительный тому пример — попытка изучить солнечные окрестности при помощи автоматической орбитальной обсерватории SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), запущенной в конце 1995 г. совместными усилиями NASA и Европейского космического агентства (ESA). Этот аппарат работает в районе точки Лагранжа L₁ системы Солнце — Земля (см. рис. 4.19). На борту спутника есть специальный телескоп, в фокусе которого особая заслонка закрывает яркий диск Солнца, чтобы он не мешал обозревать окрестности светила. При помощи этого инструмента астрономы пытались обнаружить Вулкан; не нашли, зато открыли множество мелких комет, которые регулярно приближаются к Солнцу, оставаясь незамеченными для наземных астрономов (рис. 4.24).

Вулканоиды — родственники Вулкана

Телескопы SOHO несколько лет вглядывались в окрестности Солнца, и теперь можно почти определенно сказать, что крупной планеты (диаметром более 100 км) вблизи Солнца не существует. Однако все эти годы и теоретики не сидели без дела: они доказали, что внутри орбиты Меркурия существует зона устойчивого движения, где могли бы сохраниться небольшие фрагменты несформировавшейся планеты, похожие на астероиды. Кстати, в свое время неутомимый Бабине и для них придумал название — циклопы. Но сегодня их почемуто называют вулканоидами; вот ведь не везет бедному Бабине!

Небесные механики рассчитали положение области устойчивых орбит вблизи Солнца: внешняя граница «зоны вулканоидов», за которой их ждут сильные возмущения от больших планет, удалена от светила на 0,21 а. е. Напомню, что Земля удалена от Солнца на 1 а. е., а Меркурий — на 0,39 а. е. Внутренняя граница зоны вулканоидов находится на расстоянии 0,07 а. е. от Солнца. Оказывается, подлетать ближе к светилу для них опасно: под давлением солнечного света они могут довольно быстро затормозиться и упасть на Солнце.

Предвижу удивление читателя: давление солнечного света направлено от Солнца, как же оно может прижимать планету к светилу? Отчасти это верно: если бы планета была неподвижна, то давление на нее солнечных лучей действовало бы строго против силы притяжения и чуть — чуть бы ее ослабляла. Но для крупного тела эффект светового давления был бы совершенно незаметным. Все равно как если под крышу автобуса поместить надутый гелием шарик, который уменьшит вес многотонной машины на несколько граммов, но не сдвинет ее с места. Иное дело, если те же несколько граммов будут тянуть автомобиль вперед: в этом случае (на ровной дороге при отсутствии трения) машина начнет двигаться, постепенно ускоряя свой бег. А если автомобиль уже катился по инерции, как планета по орбите, то даже слабая тормозящая сила будет замедлять его движение; в конце концов автомобиль остановится. Но планета не может остановиться на орбите — при этом она просто упадет на Солнце.

Пример с автомобилем я выбрал не случайно. Даже в безветренный день, двигаясь вперед, автомобиль испытывает сопротивление воздуха — ветер всегда дует в лицо водителю. Примерно так же ведет себя солнечный свет: на движущуюся планету он падает не точно от Солнца, а чуть — чуть спереди. Этот эффект называют аберрацией света и обычно объясняют на примере дождя: пока мы стоим неподвижно, дождь льет сверху, а начнем бежать — хлещет в лицо.

Лобовое давление солнечных лучей на космический объект называют эффектом Пойнтинга — Робертсона, поскольку впервые на него указал в 1903 г. английский физик Джон Генри Пойнтинг (1852–1914), а окончательно разъяснил его в 1937 г. американский физик Г. П. Робертсон. Этот эффект всегда тормозит планету и приближает ее к Солнцу, причем делает это тем активнее, чем меньше планета. Поэтому эффект Пойнтинга — Робертсона важен для самых мелких вулканоидов, размером не больше булыжника. А для крупных вулканоидов, размером во много метров и даже километров, гораздо важнее оказался недавно открытый эффект лучевой отдачи, или эффект Ярковского, также обязанный своим существованием солнечному свету. Сущность его состоит в том, что освещенная Солнцем поверхность астероида нагревается, а когда вращение уносит ее в тень, излучает накопленное тепло в инфракрасном диапазоне. Поток излучения действует как реактивный двигатель, и отдача немного изменяет орбиту астероида.

В последнее время, особенно в связи с проблемой астероидной опасности, этот эффект обсуждается в научной литературе все чаще. О его физических деталях мы еще поговорим, но вот вопрос: кто такой Ярковский? Почему о нем не упоминает ни один справочник, учебник или энциклопедия? Авторы научных статей по — разному называют его имя, специальность и даже национальность: «польский ученый», «русский инженер»… Заинтересовавшись, я нашел труды и жизнеописание И. О. Ярковского (1844–1902) и был очарован личностью этого самобытного человека, талантливого инженера и вдумчивого естествоиспытателя. Не все его идеи выдержали проверку временем. Но достаточно и того, что астрофизическая идея, высказанная инженером — путейцем в 1888 г., спустя столетие оказалась в арсенале современной науки. Это делает ему честь и требует познакомиться с ним поближе.

Жизнь и идеи инженера Ярковского

Иван Осипович Ярковский родился 12 мая (24 мая по н. с.) 1844 г. в Витебской губернии, в местечке Освей, на берегу одноименного озера (ныне г. Освея на берегу Освейского озера у северной границы Белоруссии). Его отец, Осип Янович, состоял домашним врачом у графа Яна Шадурского, влиятельного землевладельца. Ивану было 3 года, когда он потерял отца. Его мать, оставшись без средств, переселилась в Москву, где получила место гувернантки с правом держать при себе сына. Начальное образование Иван получил в школе при католической Петропавловской церкви в Москве, а затем был принят на казенный счет в Московский Александринский сиротский кадетский корпус.

Рис. 4.25. и. о. Ярковский.

С детства Иван проявлял способности к математике и механике. Еще в кадетском корпусе он изобрел дальномер,за что получил от великого князя Михаила Николаевича золотые часы. По окончании Корпуса в 1862 г. Ярковский был выпущен прапорщиком артиллерии на Кавказ, где прослужил шесть лет. Атмосферу воинской службы он характеризовал так: «Среда была интеллигентная, всех интересовала литература, много читали». Тем не менее такая жизнь не могла удовлетворить пытливый ум Ивана Осиповича; он страстно желал продолжить свое образование и хлопотал о поступлении в Военно — инженерную академию. Но оставлять военную службу молодому офицеру не хотелось: за шесть лет он привык к известному положению, к вполне обеспеченной и самостоятельной жизни. Однако хлопоты успехом не увенчались.

Получив отказ, Ярковский решается бросить все и пытается собственными силами пробить себе дорогу: едет в Петербург и поступает в Технологический институт. Оставшись без средств, он торопится с окончанием института и поступает на второй курс механического отделения. За время учебы перебивается случайными заработками, вроде изготовления проектов, а также издает таблицу умножения до 1000, которая в то время, при отсутствии счетных линеек и механических приборов, представляла немалое удобство при вычислениях. Весной 1869 г. Ярковский блестяще сдает все экзамены первого и часть второго курса, а осенью того же года — остальные экзамены второго курса и за весь третий курс, так что к началу учебного года он становится уже стипендиатом четвертого курса. В 1870 г. он кончает Институт технологом 1–го разряда и сразу же по поручению частной фирмы едет в Берлин для знакомства с машиностроительными заводами. Осенью 1870 г. он поступает на Киево — Брестскую железную дорогу обер — машинистом, а затем начальником депо в Казатин.

В 1872 г. Ярковский возвращается в Петербург, где в мае защищает диссертацию «Проект машины для водоснабжения…», за что получает звание инженера — технолога и командировку за границу на год для знакомства с механическими заводами Германии, Бельгии и Франции. В июле 1872 г. Ярковский женится и вместе с женой уезжает за границу.

В 1873 г. Иван Осипович возвращается в Петербург, готовит для «Журнала Министерства путей сообщения» отчет о своей поездке и поступает на Московско — Брестскую железную дорогу: сперва в Минск на должность сборного мастера, затем в Смоленск начальником депо, наконец, в 1876 г. в Москву начальником вагонных мастерских, а затем начальником всех мастерских. В Москве он прослужил около 20 лет, выполнив за это время много технических и исследовательских работ. Он устраивает особые печи для сжигания нечистот, вводит нефтяное отопление для сварочной печи и разрабатывает парообразователь оригинальной системы. Для сравнения смазочных масел строит прибор, на котором попутно производит опыты над сопротивлением воздуха движению крыльев (работа напечатана в «Трудах отделения физических наук Императорского общества любителей естествознания»). Принимая активное участие в работе Московского отделения Императорского русского технического общества, он делает много интересных докладов и избирается председателем механической группы.

В 1893 г., во время путешествия в Америку на выставку в Чикаго, Ярковский перенес в океане несколько сильных бурь. При виде громадных волн он задался мыслью использовать их энергию для движения парохода и, вернувшись из путешествия, изготовил модель такого «волнохода», хорошо поясняющую полезное действие волн. Кроме того, он предполагал воспользоваться подобным устройством, укрепленным на якоре, для выработки электроэнергии. Из позднейших изобретений Ярковского интересна его оригинальная ротационная паровая машина, которая была запатентована. Много внимания Иван Осипович уделял и воздухоплаванию; кроме упомянутых уже опытов над сопротивлением воздуха, он разработал подробный план и проект испытательной станции для изучения подъемных винтов.

Не довольствуясь лишь технической деятельностью, Ярковский посвящал свой досуг научным вопросам. В 1887 г. он создал «кинетическую гипотезу всемирного тяготения» и через год опубликовал ее. В этой работе тяготению дается чисто механическое толкование: Ярковский полагал, что гравитационное ускорение тел связано с давлением на них хаотически движущихся частиц эфира. Всем прочим физическим явлениям он также дает чисто «кинетическое» объяснение.

Напомню, что эфиром в то время называли гипотетическую среду, переносящую световые колебания. В том, что свет — это колебательный процесс, сомнений ни у кого уже не было, но трудно было понять, какая именно среда переносит эти колебания. Условно ее называли эфиром, но о его природе имелись самые разные суждения. Ярковский представлял эфир как вполне материальный газ из микроскопических твердых частиц. Атомы же химических элементов он считал значительно более крупными агрегатами эфирных частиц. По мысли Ярковского, каждое физическое тело постоянно поглощает частицы эфира, которые внутри него объединяются в химические элементы, увеличивая тем самым массу тела — за счет этого звезды и планеты растут. А гравитация, как легко понять, сводится к простому эффекту экранирования: присутствие рядом с вами массивного тела, поглощающего поток эфирных частиц, вызывает асимметрию действующего на вас «эфирного давления», что и проявляется как притяжение к экранирующему телу.

Ярковский сознавал, что его гипотеза благодаря ее новизне, или, как он любил выражаться, «еретичности» в отношении общепринятых положений в науке, вызовет массу возражений. Будучи человеком основательным и преданным науке, он отнюдь не желал явить миру сырой материал и навсегда остаться в позе непризнанного гения. Напротив, он желал получить критические отзывы ученых, чтобы иметь возможность полнее разработать гипотезу, прежде чем выносить ее на широкую аудиторию. Поэтому он издает свою работу на французском языке, наиболее распространенном в науке тех лет, и не пускает ее в продажу, а рассылает персонально ученым разных стран. Предисловие к этому изданию начинается так: «В руках ваших, читатель, книга, которая, вероятно, возбудит в вас недоверие. Имя автора вам неизвестно, а в заголовке вы находите связанными две вещи, между которыми, я уверен, вы не усматриваете никакой взаимосвязи. В самом деле, что может быть общего между всемирным тяготением и образованием химических элементов». Далее следует просьба вооружиться терпением и прочесть эту книгу ранее, чем будет произнесен приговор. Завершается предисловие скромно: «Если я буду настолько счастлив, что мою книгу прочтут, что она возбудит прения, даже если бы мои идеи и были опровергнуты, то и тогда мои старания не окажутся напрасными, мое время не будет потрачено бесцельно, так как для доказательства, что я неправ, необходимо будет работать в том направлении, которое до настоящего времени было заброшено, и таким образом научным исследованиям дан будет новый толчок».

Получив ответы и отзывы на книгу, Иван Осипович заканчивает разработку своей идеи и через год издает уже более обширный и полный труд по — русски под заглавием «Всемирное тяготение как следствие образования весомой материи внутри небесных тел. Кинетическая гипотеза» (М., 1889). Затем следует еще ряд работ с развитием гипотезы. Последний его прижизненный труд — брошюра «Плотность светового эфира и оказываемое им сопротивление движению» (Брянск, 1901).

Казалось бы, «не по чину» инженеру — путейцу публично высказываться по проблемам фундаментальной науки. Однако Ярковский во многих вопросах физики и химии демонстрирует глубокие знания и поразительную интуицию. Например, он был последовательным защитником идеи сложного строения атома, полемизируя в этом вопросе с самим Д. И. Менделеевым, тогда уже знаменитым автором периодического закона. Как известно, идею строения химических элементов из еще более фундаментальных частиц Менделеев называл «утопией». Стремясь объяснить скачкообразный характер изменения атомных масс, Ярковский полагает, что атомы состоят из более мелких дискретных частиц материи («Разве в этом не видна причина периодичности?» — пишет он), и замечает: «Я вынужден принять на себя странную роль — именно защищать периодический закон от несправедливых нападок его творца, старающегося сузить его значение».

Идя далее, Ярковский поддерживает идею превращения элементов. Он с одобрением цитирует лекцию В. Крукса «О происхождении химических элементов» (пер. под ред. А. Г. Столетова. М., 1886): «Идею о генезисе элементов весьма важно держать в уме: она дает некоторую форму нашим воззрениям и приучает ум искать физической причины происхождения атомов. Еще важнее при этом иметь в виду великую вероятность того, что существуют в природе такие лаборатории, где атомы формируются, и такие, где они перестают быть». Эту догадку Ярковский объединяет со своей гипотезой: «Великая лаборатория, о которой говорит Крукс, есть всякое тело больших размеров, плавающее в мировом пространстве. В нем элементы образуются из эфира».

У современного астронома эти слова вызывают ассоциацию с массивными звездами, со сверхновыми… А «эфир»? Ну что же, сегодня теоретики «делают» Вселенную из вакуума, из квинтэссенции, из струн…

Однако вернемся к работам Ярковского. Главной своей идеей он считал кинетическую гипотезу гравитации. Одним из ее следствий был эффект частичного экранирования тяготения: взаимное притяжение двух тел должно было ослабляться, если между ними располагалось третье тело. Пытаясь проверить это опытным путем, Иван Осипович создал чувствительный измеритель силы тяжести — гравитоскоп — и в продолжение нескольких лет ежедневно по 5–6 раз в день проводил с ним измерения, пытался обнаружить эффект, связанный с суточным и годичным движением Земли, играющей роль экрана для наблюдателя на ее поверхности. При этом он старался учесть влияние иных причин: вместе с показаниями прибора он фиксировал температуру и давление воздуха. Заметив регулярные вариации силы тяжести, Ярковский решил, что эффект экранирования обнаружен, но с выводами не спешил: «Для меня лично опыты мои были вполне убедительны и не оставили во мне ни малейшего сомнения в том, что сила тяжести не представляет собой чеголибо постоянного; но для того, чтобы подобное суждение было принято наукой, нужны, конечно, новые, более точно обставленные опыты, притом не одного человека, а нескольких компетентных лиц, и с более точными приборами. Я буду вполне вознагражден, если мое настоящее заявление побудит к производству этих опытов». И побудило: такие опыты проводились весь XX век как профессиональными учеными, так и любителями науки.

Мы не будем здесь детально обсуждать теорию гравитации Ярковского. Скажем только, что она относится к тем механистическим моделям тяготения, которые были порождены в XIX в. успехами кинетической теории газов. На определенном этапе эти модели были весьма популярны, в их разработке принимали участие корифеи теоретической физики — Максвелл, Пуанкаре и др. Упорные попытки создать на смену феноменологической модели Ньютона более наглядную «физическую» модель гравитации продолжались еще в начале XX в. Например, крупнейший нидерландский физик Хендрик Лоренц (1853–1928) в статье «Размышления о тяготении» (1900 г.) рассматривал практически тот же механизм экранирования, что и Ярковский, но как источник давления предполагал не частицы эфира, а цуги электромагнитных волн, равномерно заполняющих пространство. Но в конце концов история физики зафиксировала это направление как тупиковое, и профессиональные физики более к нему не обращались.

Тем не менее, хотя механистическая теория гравитации не получила развития, имя Ярковского не кануло в Лету. Рассматривая следствия своей идеи о гравитации, он пришел к по — настоящему оригинальной идее, которая оказалась практически забыта на его родине, но нам о ней напомнили изза рубежа. Речь идет о так называемом эффекте Ярковского. Сам Иван Осипович пришел к этой идее в поисках ответа на вопрос, почему движение планет не тормозится сопротивлением эфира. Само существование светоносного эфира он не подвергал сомнению, как и большинство физиков той эпохи. Но, как человек технического склада ума, он не разделял точку зрения сторонников нематериальной среды, переносящей свет и при этом не участвующей в механических взаимодействиях. Ярковский считал эфир тонкой, но вполне ощутимой средой, состоящей из микроскопических частиц и тормозящей движение погруженных в нее тел: «Если эфир есть материальный газ, то как бы он ни был упруг и тонок, все же он должен оказывать известное сопротивление движению… Между тем одна из точнейших наук, астрономия, доказывает нам неопровержимо, что подобного замедления в движении небесных тел совершенно не замечается».

Наглядный пример равномерного движения при наличии сопротивления среды инженер Ярковский находит на речном фарватере: «Положим, вы смотрите на быстро двигающийся по воде пароход. Вы видите, что он идет совершенно равномерно, вы не замечаете никакого замедления в его движении; разве вы вправе из этого заключить, что пароход не встречает никакого сопротивления? Нет, подобного заключения вы и не сделаете, потому что вы знаете, что в пароходе имеется паровая машина, работа которой идет на постоянное преодоление этого сопротивления. Но нет ли подобной машины и в каждой из планет?.. Нетрудно убедиться, что в каждой планете существует двигатель, работа которого тратится постоянно на преодоление сопротивления эфира поступательному движению планеты. Я скажу более, двигатель этот есть калорическая машина, построенная по всем правилам механики, и в которой источником теплоты служат лучи солнца».

Далее Иван Осипович поясняет суть эффекта. Взаимодействие планеты с окружающим ее эфиром подобно взаимодействию пористого тела с окружающим его газом: частицы газа, проникшие в поры тела, при низкой температуре адсорбируются веществом, но при высокой температуре могут освободиться и покинуть тело (так, для очистки активированного угля, использованного в фильтре противогаза, уголь прокаливают). По мнению Ярковского, планета поглощает эфир, который в ее недрах частично превращается в химические элементы, а частично покидает планету Чем выше температура поверхности планеты в данном месте, тем интенсивнее частицы эфира устремляются наружу, создавая эффект отдачи.

Если планета не имеет суточного вращения, то наиболее теплой является полуденная часть ее шара; в этом случае эффект отдачи действует вдоль линии притяжения к Солнцу, немного ослабляя его. Сегодня мы назвали бы это «давлением солнечного света». Но вспомним: Петр Николаевич Лебедев (1866–1912) опытным путем доказал давление света на твердые тела лишь в 1899 г., а на газы — в 1907 г. Поэтому Ярковский в своих рассуждениях вполне оригинален. Наиболее остроумная его догадка касается вращающейся планеты: суточное движение переносит нагретый участок поверхности к вечерней стороне шара, следовательно, эффект отдачи будет сильнее всего именно там и станет подталкивать планету вдоль орбиты в направлении утреннего терминатора. В конце XIX в. данные астрономии указывали, что все планеты, исключая Уран, движутся утренним терминатором вперед. Следовательно, полагал Ярковский, указанный эффект будет противодействовать сопротивлению эфира!

Ярковский пишет: «Как бы ни был мал каждый толчок эфирного атома, взятый в отдельности, но, суммируя бесконечно большое число бесконечно малых усилий, мы получим некоторую конечную силу, стремящуюся двигать планету вперед. Выражаясь языком термодинамики, можно сказать, что теплота лучей солнца, скопленная планетою около полудня, превращается около 6 часов вечера в механическую работу, которая расходуется на то, чтобы преодолеть сопротивление, оказываемое с той стороны, где часы показывают 6 часов утра. Разве это не калорическая машина? Разве это не достойный планеты двигатель?.. Все изложенное здесь не есть плод досужей фантазии. Тот, кто признает… что теплота есть форма энергии и что она способна превращаться в механическую работу, тот должен признать безусловно, что при движении вращающейся планеты изложенный мною процесс необходимо должен иметь место… Итак, двигтель планет — это солнечные лучи».

Многое изменилось за прошедшее столетие в наших представлениях о свете. Сегодня мы уже не нуждаемся в эфире, чтобы описывать распространение света и перенос им импульса. Это свойство электромагнитных колебаний следует из волновых уравнений Максвелла, который, впрочем, и сам отдал немало сил изучению гипотезы эфира. Чтобы почувствовать, насколько привлекательной и долгоживущей была эта гипотеза, достаточно посмотреть, что писал крупный физик Джозеф Лармор в 1910 г. на страницах авторитетной энциклопедии «Britannica» в статье «Эфир»: «Наиболее фундаментальным подтверждением, которое теория эфира получила со стороны оптики в последние годы, было оправдавшееся указание Максвелла, что излучение оказывает механическое давление на материальную систему, на которую оно падает». И далее он поясняет, что имеет в виду… опыты Лебедева 1900 г.!

Позже теория квантов сделала световое давление вполне «ощутимым» на уровне здравого смысла. Эфир был изгнан из физики. Казалось бы, это лишает оснований все рассуждения Ярковского. Однако подмеченный российским инженером небесномеханический эффект все же имеет место и играет роль в жизни планетной системы.

Эффект Ярковского в действии

Почему эффект Ярковского астрономы игнорировали в своих расчетах почти 100 лет? Да потому, что он слаб. Простая оценка показывает, что даже если космическое тело переизлучает в ИК — диапазоне весь падающий на него солнечный свет в одном, наиболее благоприятном направлении, то и за миллиард лет этот «фотонный двигатель» сможет существенно изменить орбиту лишь сравнительно небольшого тела, размером от 10 см до 10–20 км. В Солнечной системе такие тела известны — это ядра комет и астероиды. Но на движение ледяных ядер комет значительно сильнее влияет испускание с их нагретой поверхности потоков газа, на что впервые указал в 1950 г. американский астроном Фред Лоуренс Уипл (1906–2004). Так что для проявления эффекта Ярковского остаются только мелкие астероиды.

Уже в середине XX в. астрономы выяснили, что все астероиды вращаются подобно планетам. На поверхности астероидов тоже бывает день и ночь. Поэтому для эффекта Ярковского у астероидов условия есть. Когда вращение тела уносит нагретую за день поверхность астероида в ночную тень, накопленное тепло излучается не в сторону Солнца, а «вбок», действуя как разгонный или тормозной реактивный двигатель и очень слабо, но постоянно изменяет орбиту астероида. Если вращение астероида отклоняет его нагретую поверхность вперед по курсу, то эффект Ярковского тормозит движение тела, и оно, опускаясь по орбите вниз, приближается к Солнцу. Если же теплая поверхность за счет вращения разворачивается назад, то лучевой импульс подгоняет движение астероида и поднимает его орбиту, удаляя тело от Солнца.

С астероидами километрового размера, особенно подверженными этому эффекту, астрономы познакомились сравнительно недавно, когда начали использовать для их поиска крупные автоматизированные телескопы и обнаружили, что такие астероиды порою весьма тесно сближаются с Землей. Стоит ли говорить, как это взволновало «мировую общественность»! При этом масла в огонь подливали не только журналисты, но и сами ученые, лишившиеся в конце 1980–х гг. выгодных военных заказов.

Большинство астероидов все же движется вдали от Земли, между орбитами Юпитера и Марса. Но три семейства малых планет представляют для Земли потенциальную опасность: это астероиды группы Амура, заходящие внутрь орбиты Марса, группы Аполлона, пересекающие орбиту Земли, и группы Атона, чьи орбиты целиком лежат внутри орбиты Земли. Астрономы поставили перед собой цель выявить все потенциально опасные астероиды и с высокой точностью прогнозировать их движение в будущем. А для этого важен учет даже слабых эффектов. Тут и вспомнили про идею Ярковского.

Разумеется, сам механизм реакции теплового излучения настолько очевиден, что если бы не Ярковский, то другие исследователи обязательно переоткрыли бы этот эффект (что позже и случилось). Но он по праву носит имя Ярковского, в сущности, благодаря хорошей памяти одного человека — эстонского астронома Эрнста Эпика (1893–1985). Окончив Московский университет, Эпик работал в обсерваториях Москвы, Ташкента, Тарту и Гарварда, а после 1944 г. обосновался в обсерватории Арма (Северная Ирландия). Это был чрезвычайно разносторонний ученый, один из немногих энциклопедистов XX в. В 1951 г. Эпик опубликовал статью о движении малых тел в Солнечной системе, в которой впервые учел действие радиационной отдачи, отметив, что этот эффект был уже описан «гражданским инженером Ярковским в брошюре, изданной в Санкт — Петербурге в России в 1900 году». Эпик прочитал эту брошюру приблизительно в 1909 г., когда жил в Эстонии, и мог сослаться на нее лишь по памяти. Вот так и возник термин «эффект Ярковского».

Если бы не благородство эстонского астронома, то, возможно, мы обсуждали бы сейчас «эффект Эпика» или «эффект Эпика — Радзиевского», поскольку в 1952 г. довольно подробное исследование этого эффекта опубликовал в «Астрономическом журнале» (т. 29, с. 162) советский астроном Владимир Вячеславович Радзиевский (1911–2003), не упомянув при этом работы Ярковского и Эпика. Впрочем, если уж восстанавливать историческую справедливость, то следовало бы называть его «эффектом Ярковского — Рубинкама», поскольку именно Дэйвид Рубинкам (D. P. Rubincam) из Центра космических полетов им. Годдарда (NASA) в 1987 г. первым обнаружил проявление этого эффекта в движении геодезического спутника Земли LAGEOS, орбита которого с высочайшей точностью измеряется методом лазерной локации.

К тому же именно Рубинкам отметил, что этот эффект имеет две составляющие — суточную и годичную, если считать «годом» орбитальный период тела. Суточный эффект вызван различием температуры утреннего и вечернего полушарий планеты, а годичный — разницей температуры летнего и зимнего ее полушарий. Сам Ярковский писал только о суточном эффекте, который может быть сильно ослаблен быстрым вращением планеты, сглаживающим перепад температуры от дня к ночи. Но на годичный эффект это не влияет; он возникает в том случае, если ось вращения планеты наклонена к оси ее орбиты (как у Земли), что приводит к попеременному, на полгода, повышению температуры одного из полушарий. Если планета движется лет ним полушарием вперед, то «сила Ярковского» тормозит ее движение, если же зимним полушарием вперед, то ускоряет.

Рис. 4.30. Годичный эффект Ярковского на примере планеты с наклоном оси вращения в 90°. Цвет указывает среднюю температуру полушария: светлый — высокая, темный — низкая. Тепловая инерция приводит к тому, что температура выравнивается не в точках 1 и 2, а в точках 3 и 4. Сила Ярковского достигает нуля в точках 3 и 4, а в точках 5 и 6 обращается в нуль ее составляющая вдоль вектора скорости. Знаком «+» отмечен сектор ускорения, знаком «-» — торможения. Как видим, преобладает торможение.

Любопытно, что суточный эффект Ярковского симметричен: если направление суточного вращения планеты совпадает с направлением ее орбитального обращения, то сила Ярковского подталкивает планету вперед и она удаляется от Солнца, а если направления вращения и обращения не совпадают, то все наоборот — планета приближается к Солнцу. А вот годичный эффект несимметричен: в среднем за орбитальный период планета всегда тормозится и приближается к Солнцу. Это легко понять, рассмотрев движение предельно наклоненной планеты, которая, подобно Урану, обращается по орбите, «лежа на боку». Симметрию сил при движении по круговой орбите нарушает тепловая инерция поверхности планеты.

Как мы знаем, астрономы знакомы еще с одним динамическим эффектом излучения, тормозящим движение тел, — эффектом Пойнтинга — Робертсона. Суть его в том, что давление солнечного света изза аберрации всегда направлено чуть — чуть «в лоб» движущмуся объекту Этот эффект важен для мелких космических пылинок, а эффект Ярковского — для более крупных камней и глыб. Хотя в целом эффект Пойнтинга — Робертсона значительно слабее эффекта Ярковского, но зато действует на все тела без исключения, тогда как эффект Ярковского отсутствует у невращающихся тел, у быстро вращающихся вокруг оси перпендикулярной плоскости орбиты, а также у маленьких, однородно прогретых тел.

Рис. 4.31. Астероид Итокава (25143 Itokawa) размером 535294209 м в своем движении должен испытывать заметное влияние эффекта Ярковского. Фото получено японским зондом «Хаябуса» в 2005 г. Взяв образец вещества с поверхности астероида, этот зонд 13 июня 2010 г. вернулся на Землю.

В последние годы влияние силы Ярковского на движение астероидов активно исследуют Паоло Фаринелла (P. Farinella, Университет Триеста, Италия) и Давид Вокрухлицкий (D. Vokrouhlicky, Карлов университет, Прага, Чехия), а также Уильям Ф. Боттки из Корнельского университета, Уильям Хартманн из Института планетных наук в Тук- соне и др. Они отмечают, что опасность для Земли представляют не только астероиды групп Амура, Аполлона и Атона. Оказывается, в Главном поясе астероидов, между орбитами Юпитера и Марса, движение отнюдь не всех малых планет происходит стабильно. Там есть узкие зоны, попав в которые малая планета начинает двигаться хаотически и может быть выброшена притяжением Юпитера или даже Марса в произвольном направлении. Расчеты показали, что «дрейф Ярковского» достаточно велик, чтобы смещать мелкие астероиды из зон устойчивых орбит в зоны хаоса, откуда некоторые из них могут вылетать к сторону Земли. Таким образом, эффект Ярковского увеличивает потенциальную угрозу нашей цивилизации.

Но самое любопытное, что тот же эффект Ярковского можно использовать и для защиты от астероидов. Отклонять небольшие, но опасные астероиды подальше от Земли теоретически возможно, если какимлибо способом изменить отражательные свойства их поверхности и тем самым усилить или ослабить эффект Ярковского. Этот способ предложил в 2002 г. планетолог Джозеф Спитэйл из Лаборатории Луны и планет Аризонского университета. В статье, опубликованной в журнале «Science», он привел вычисления дрейфа Ярковского для трех относительно близких к Земле астероидов: Голевка (6489 Golevka) диаметром 300 м, Икар (1566 Icarus, 1 км) и Географос (1620 Geographos, 2.5 км). Чтобы проверить эти расчеты, американские радиоастрономы организовали в 2003 г. наблюдения за астероидом Голевка с помощью гигантской антенны в Аресибо (о. Пуэрто — Рико). Оказалось, что «фотонная тяга» работает: сила Ярковского действует в точном согласии с расчетами. Для астероида Голевка массой 210 млн т она составляет примерно 0,3 Н; в результате с 1991 по 2003 гг. орбита астероида на 15 км отклонилась от идеальной траектории, определяемой гравитационным взаимодействием с другими телами Солнечной системы.

Современной технике вполне по силам «выключить» эффект Ярковского, покрасив поверхность такого астероида в белый цвет, или, напротив, усилить эффект, используя черный краситель. Правда, быстрого результата от этого ждать не приходится: орбита даже небольшого астероида отклонится от точки встречи с Землей лишь спустя десятилетия. Поэтому защитные меры в расчете на эффект Ярковского нужно принимать заранее. И все же это гораздо лучше, чем пытаться разрушить опасный астероид ядерными зарядами, отчего он может превратиться в облако мелких осколков, еще более смертоносное для Земли.

Как видим, оригинальная механическая теория Ярковского не нашла подтверждения, но предсказанный им астрономический эффект стал полезным инструментом современной науки.

Признаюсь, знакомство с жизнью и работами Ивана Осиповича оказалось для меня весьма поучительным. Я еще раз увидел, сколь высок был культурный уровень дореволюционного российского инженера, сколь привлекательна фундаментальная наука для специалистов технического профиля и, наконец, сколь ошибочен обывательский взгляд на науку как на цепь революционных переходов от одной теории к другой. Наука — это прежде всего преемственность; это процесс, в котором ни одна хорошая идея не исчезает бесследно, на какой бы почве она ни произросла.

В стратосферу за вулканоидами

Как вы помните, я начал рассказ об эффекте Ярковского не только потому, что он вызывает дрейф астероидов из Главного пояса к центру Солнечной системы, но и потому, что он заметно влияет на движение небольших тел внутри орбиты Меркурия: астероиды размером менее 2 км он вынуждает быстро покидать область устойчивого движения, сохраняя в этой зоне лишь сравнительно крупные тела — гипотетические «вулканоиды».

Теперь, узнав о причинах, способствующих миграции мелких тел Солнечной системы в область вулканоидов и их уходу из этой области, мы понимаем, почему небесные механики ограничили «зону вулканоидов» расстояниями от 0,07 до 0,21 а. е. от Солнца. Этот диапазон расстояний для земного наблюдателя соответствует угловому удалению от Солнца от 4° до 12°. В такой близости от яркого светила трудно чтолибо заметить, но астрономы не сдаются. Они изобретают новые приемы охоты за вулканоидами.

В 2002 г. Юго-западный исследовательский институт (США) совместно с NASA приступил к поиску вулканоидов с борта боевых истребителей — настоящих воздушных охотников. И это не шутка. Разумеется, реактивные самолеты F/A-18 вместо ракетного оружия несут специальные телекамеры. Затеявший эту программу астроном Дэниэл Дурда и его коллеги рассчитывают обнаружить вулканоиды вблизи Солнца во время ночных полетов, когда при наблюдении с самолета, летящего на высоте около 15 км над калифорнийской пустыней Мохаве, видно околосолнечное пространство, но диск самого Солнца не виден, поскольку скрыт за горизонтом. Особенность этого проекта — его крайне низкая стоимость: наблюдения проводятся во время обязательных ночных тренировочных полетов пилотов NASA.

Предполагается, что проект американских ученых получит развитие. В ближайшее время появится возможность отправить аппаратуру на высоту в 22 км с помощью самолета — разведчика U-2, что улучшит возможности поиска вулканоидов. Примерно за час до восхода Солнца или спустя час после его заката с борта самолета видна над горизонтом как раз та область неба, в которой должны обитать вулканоиды. На нее и будут направлены телекамеры самолетов — «научных разведчиков». Подъем телекамер в стратосферу позволяет избежать поглощения и рассеяния света в атмосфере Земли. Проще говоря, в стратосфере темное небо, на фоне которого проще заметить слабый огонек вулканоида. Судя по расчетам, у внешней границы зоны вулканоидов приборы смогут обнаружить все объекты размером более 8 км. Если они существуют. Пока ничего не найдено. Но ведь и Плутон искали несколько десятилетий… и нашли!

Если думать о дальнейших перспективах поиска, то вся надежда на приборы, работающие в космосе (им не мешает рассеянный атмосферой свет), и желательно поближе к Солнцу. Но в сторону Солнца космические зонды запускают редко. В большинстве случаев они долетают до Венеры, чтобы исследовать ее саму или использовать ее гравитацию для разгона аппарата. Первым межпланетным зондом, побывавшим вблизи Меркурия, был «Маринер-10» (NASA), совершивший в 1974–1975 гг. три пролета вблизи планеты. Для продолжения этих исследований в 2004 г. США отправили к Меркурию зонд «Messenger» (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging — «поверхность Меркурия, космическое окружение, геохимия и систематизация»). Хотя до Меркурия лететь менее полугода, этот «Посланец» прибудет на место только через 7 лет после запуска. В августе 2005 г. аппарат совершил пролет около Земли, в октябре 2006 г. и июне 2007 г. он пролетел около Венеры, затем — в январе и октябре 2008 г. и сентябре 2009 г. — трижды прошел рядом с Меркурием. И только в 2011 г. Messenger станет первым в истории искусственным спутником Меркурия. Главной проблемой создатлей аппарата было уберечь его от жары: днем поверхность Меркурия нагревается Солнцем до 450 °C. Электроника такой температуры не выдерживает. Чтобы спасти зонд, его покрыли специальным керамическим материалом, каким покрывают «шаттлы», чтобы они не сгорали при входе в атмосферу.

Рис. 4.32. Дэниэл Дурда устанавливает в кабине самолета видеокамеру.

Рис. 4.33. Самолет NASA с установленной на борту видеокамерой для поиска вулканоидов.

Учитывая технические трудности, вряд ли следует ожидать полетов в область вулканоидов в ближайшее время. Так что поиск этих загадочных тел остается пока задачей классической астрономии — наземной и космической.

Итак, история неоткрытой планеты Вулкан еще не окончена. Астрономы упорно ищут ее «родственников» и, возможно, скоро найдут их. А какая нам будет польза от того, что рядом с Солнцем найдется планета Вулкан или небольшие астероиды — вулканоиды? Этот вопрос не так уж наивен. Думаю, что польза будет! Без всяких абстрактных ссылок на общечеловеческую значимость научного поиска. Польза будет вполне конкретная. Во — первых, мы получим прекрасный плацдарм для организации стационарной солнечной обсерватории, которая, располагаясь рядом со светилом, будет давать заблаговременный прогноз солнечной активности. Во — вторых, это идеальное место для строительства солнечных электростанций. Ведь поток солнечного света там в десятки раз мощнее, чем у Земли. И всегда чистое небо, поскольку нет атмосферы. А знание космической погоды и поиск новых источников энергии — это ли не главные приоритеты современного мира? Поэтому мы будем искать планеты вблизи Солнца. А если не найдем, то когданибудь создадим их сами.

5. Планеты — телескопы

До сих пор мы обсуждали две астрономические темы — планеты и телескопы. Мы привыкли, что телескоп — это рукотворный прибор, а планета — объект исследования. Обычно так и есть, но не всегда: порой небесные тела сами становятся частью астрономического инструмента.

Еще в 240 г. до н. э. греческий астроном Эратосфен использовал свойство взаимной параллельности солнечных лучей для измерения диаметра Земли. А русский ученый — энциклопедист М. В. Ломоносов, наблюдая в 1761 г. прохождение Венеры по диску Солнца, обнаружил у нее «знатную» атмосферу. Как видим, и для Эратосфена, и для Ломоносова Солнце послужило зондом при изучении планет. В наше время большинство астрономических открытий сделано благодаря новым приемникам излучения в радио-, рентгеновском, инфракрасном, ультрафиолетовом и гамма — диапазонах. Может создаться впечатление, что прогресс астрономических знаний связан исключительно с применением технических новинок, а природные объекты и явления лишь мешают наблюдениям: например, земная атмосфера размывает изображения, а Луна посылает рассеянный свет в атмосферу. Но изобретательность человеческого ума безгранична: даже то, что порою мешает в работе, ученые заставляют служить науке. Уже давно астрономы научились использовать одни космические объекты для изучения других. Всякий раз, когда природа сама помогает поставить те или иные эксперименты, астрономы стараются не упускать представившуюся им возможность наблюдать за ходом этих экспериментов.

Экран размером в тысячи километров

Астрономы по праву гордятся тем, что в их руках находятся самые крупные (и очень дорогие!) научные приборы — оптические телескопы диаметром 10 м, радиотелескопы диаметром в сотни метров, межконтинентальные радиоинтерферометры с базой, длина которой равна расстоянию от Крыма до Австралии! Кажется, не было крупнее астрономических приборов в истории человечества. Но это не так. Еще древние астрономы использовали для наблюдения солнечной короны «прибор» размером почти 3500 км. Речь идет, конечно, о Луне, которая во время полных солнечных затмений аккуратно закрывает сияющий диск нашей звезды, предоставляя ученым возможность исследовать солнечную хромосферу и корону. Особенно ценно то, что диск Луны имеет тот же угловой размер, что и фотосферный диск Солнца. Луна как будто специально изготовлена для помощи астрономам в изучении Солнца. Сколько сил и изобретательности было затрачено на создание внезатменного коронографа! Прибор работает, но пока ему трудно конкурировать с естественным коронографом — Луной, и астрономы по — прежнему с нетерпением ждут солнечных затмений. До сих пор с поверхности Земли благодаря Луне удается получать изумительные снимки солнечной короны (рис. 5.1), превосходящие по качеству даже те, которые получены дорогостоящими космическими обсерваториями (см. рис. 4.24).

Рис. 5.1. Солнечная корона, наблюдавшаяся с территории Монголии во время затмения 1 августа 2008 г. Изображение создано путем объединения 55 кадров, снятых с разными экспозициями: от 1/125 до 8 секунд. Солнце и Луна располагаются на фоне созвездия Рак. Фото: М. Druckmiiller, P. Aniol, V. Rusin.

Неоценимы в астрономических исследованиях покрытия Луной различных объектов малого углового размера. Астрономы умеют очень точно измерять яркость тусклых источников света — астероидов, звезд, галактик, но земная атмосфера препятствует исследованию тонкой структуры этих источников. Край лунного диска, последовательно закрывая от наблюдателя (или открывая) части изучаемого объекта, позволяет измерить распределение яркости по поверхности объекта, то есть получить его изображение. Луна движется по орбите со скоростью около 1 км/с. Для наблюдателя на Земле край лунного диска на фоне неба движется с угловой скоростью от 0,3" до 0,5" в секунду, в зависимости от географической широты наблюдателя и высоты Луны над горизонтом. Современный телескоп с электронным приемником света способен тысячи раз в секунду фиксировать световой поток от объекта 5^m. Значит, угловое разрешение системы «телескоп — Луна» составляет примерно 0,001", то есть в сотни раз лучше, чем у телескопа «без Луны», и даже лучше, чем у телескопа с дорогостоящей системой адаптивной оптики.

Рис. 5.2. Момент контакта во время покрытия Венеры диском Луны. Фото: Philliрре Tosi.

Методом лунных покрытий определяют диаметры астероидов, планет и звезд, открывают и исследуют тесные двойные звезды и даже изучают распределение яркости на дисках некоторых звезд. Сейчас этот метод очень популярен и доступен даже любителям астрономии[5]. Правда, такие наблюдения возможны лишь в тех местах на небе, где бывает Луна: для земного наблюдателя — в полосе шириной около 12° вдоль эклиптики.

У метода лунных покрытий есть и недостатки. Во-первых, дифракция света на краю лунного диска приводит к искривлению световых лучей. Даже точечный источник, когда на него надвигается лунный диск, исчезает не сразу, а предварительно испытав несколько возрастающих по амплитуде колебаний яркости. Исключают эти эффекты математическими методами, сравнивая с наблюдаемой картиной изменения яркости кривые, рассчитанные для источников различного углового диаметра.

Второй недостаток данного метода в том, что одно лунное покрытие — это всего лишь один «скан», дающий одномерное распределение яркости источника. Но если наблюдать несколько покрытий одного и того же источника, то можно получить набор одномерных профилей яркости с разными углами сканирования. Дело в том, что Луна движется очень сложно и никогда не повторяет в точности своего пути. По этому набору сканов несложно восстановить двумерную картину распределения яркости.

Покрытия Луной используются для исслдований не только в оптическом диапазоне: чрезвычайно широкое применение в свое время нашел этот метод в рентгеновской астрономии, приборы которой поначалу обладали очень низким угловым разрешением. В 1963 г. рентгеновские детекторы имели угловое разрешение несколько градусов, поэтому московский астрофизик И. С. Шкловский предложил исследовать рентгеновский источник в созвездии Телец в то время, когда его постепенно закрывала Луна. Эксперимент был проведен: в результате источник отождествили С Крабовидной туманностью и определили его размер — около 1 , что было в в сотни раз меньше разрешающей способности рентгеновского детектора

Рис. 5.3. Кривые блеска звезды IRC+00233 на длинах волн 2 и 4 микрона в момент ее покрытия Луной. Крестики — данные наблюдений. Сплошная кривая — теоретическая модель длязвезды углового размера 0,0045". Колебания блеска вызваны эффектом дифракции света на краю лунного диска: чем меньше угловой размер звезды, тем сильнее дифракционные колебания блеска. Из работы Р. М Harvey, A. Oldag (Техасский университет), 2007 г. (по горизонтальной оси: Время, мс)

Особенно тесно рентгеновские источники расположены на небе в направлении галактического центра. К счастью, через этот район время от времени проходит Луна. В 1971 г. в ходе ракетного эксперимента удалось определить координаты близкого к галактическому центру рентгеновского источника GX3+1 с точностью 25"1". Рентгеновским телескопам такая точность стала доступна лишь в конце 1970–х гг.

А еще раньше, в 1950–е гг., аналогичная ситуация сложилась в радиоастрономии. В то время радиотелескопы в метровом диапазоне имели угловое разрешение около 10°. Поэтому радиоастрономы часто использовали методы лунных покрытий для определения точных координат источников. В наше время на радиоинтерферометрах достигнута фантастическая разрешающая способность — 0,0001", но Луна по — прежнему остается в арсенале радиоастрономов. Например, в последние годы при наблюдении радиоизлучения межзвездных молекул метод лунных покрытий позволил детально исследовать ядро нашей Галактики.

Начиная с 1973 г. Луна стала выступать в новой роли: американский радиоастрономический спутник «Эксплорер-49», выйдя на окололунную орбиту, развернул 230–метровые антенны и приступил к исследованию низкочастотного радиоизлучения Солнца, Юпитера и других объектов, закрываясь с помощью Луны от радиошумов земного происхождения. Заметим, что при наблюдении с борта искусственных спутников Земли и Луны метод лунных покрытий удается распространить практически на все небо. Первый опыт работы в радиотени Луны оказался удачным, и теперь радиоастрономы готовятся к созданию постоянной обсерватории на обратной стороне Луны. Впрочем, я опасаюсь, что пока эта обсерватория будет создана, наши музыкальные радиостанции доберутся и до обратной стороны Луны.

Итак, Луна отлично исполняет роль заслонки. А на что еще она годится? В следующем разделе мы узнаем, что Луна — подходящая мишень для нейтрино; вполне вероятно, что скоро она будет использована в этом амплуа. А недавно у нее появилась еще одна роль: Луну можно использовать как зеркало. Мы не имеем в виду любительскую радиосвязь «через Луну», когда принимаются отраженные от нее радиоволны: это интересно, но не имеет отношения к планетам. Астрономы стали использовать Луну в роли зеркала следующим образом: во время лунных затмений на поверхность Луны попадает солнечный свет, прошедший сквозь земную атмосферу, затем он частично отражается от Луны, и астрономы на Земле могут его наблюдать. Яркость Луны во время затмения показывает, насколько прозрачна атмосфера Земли, велика ли в ней облачность; цвет лунной поверхности говорит о степени запыленности нашей атмосферы.

А совсем недавно лунное затмение позволило взглянуть на Землю как на экзопланету. Испанские астрофизики (Е. Palle и др.) опубликовали результаты любопытной работы, которые увеличивают шанс успешного поиска внесолнечных планет с органической жизнью. Наблюдая частное лунное затмение 16 августа 2008 г., они получили спектр солнечного излучения, прошедший через атмосферу Земли и отраженный от Луны. В нем без особого труда обнаружились линии молекулярного кислорода, озона, водяного пара, метана и углекислого газа. Эти биомаркеры в своей совокупности однозначно свидетельствуют о наличии жизни на Земле. Такие же наблюдения за экзопланетами можно проводить в период их прохождения на фоне их звезды.

Рис. 5.4. Частное лунное затмение 16 августа 2008 г. Вверху слева: схема прохождения Луны через полутень и тень Земли. Указано всемирное время (UT). Справа: фото Луны в максимальной фазе затмения (21:10 UT). Внизу: схема (не в масштабе) прохождения солнечных лучей сквозь атмосферу Земли к Луне и отражения обратно к Земле.

Еще одно неожиданное использование Луны как зеркала произошло в области гамма — астрономии. В последние годы астрофизики интенсивно исследуют короткие гамма — всплески, источниками которых, по — видимому, служат самые удивительные космические объекты — нейтронные звезды, взрывы сверхновых и, возможно, чтото еще неизвестное. Аппаратура для регистрации гамма — лучей устанавливается на космических обсерваториях, поскольку сквозь земную атмосферу эти лучи не проходят. У каждого гамма — детектора есть определенный динамический диапазон: очень слабых вспышек он не замечает, а от слишком сильных его зашкаливает. Именно такая сверхсильная вспышка наблюдалась 27 декабря 2004 г. от источника SGR 1806-20, по — видимому, связанного с нейтронной звездой — магнитаром. Вспышку зафиксировали многие спутники, имеющие соответствующую аппаратуру, но измерить параметры самой яркой ее фазы не смогли, поскольку приборы «ослепли» от слишком сильного потока гамма — лучей. В это время российский спутник «Коронас-Ф» с гамма — спектрометром на борту оказался в тени Земли, и вспышка его не ослепила, но через несколько секунд он зафиксировал ослабленное эхо этой вспышки: лучи отразились от Луны! Их потока оказалось достаточно для измерений. Прав был Козьма Прутков: Луна полезнее Солнца!

Земля — фильтр, мишень, детектор

Тут самое время вспомнить, что наша Земля — не только «модель экзопланеты», но и сама — полноправная планета. Может ли она играть роль телескопа или хотя бы както способствовать изучению Вселенной? Казалось бы, земные явления только мешают астрономическим наблюдениям: достаточно вспомнить о свечении ночного неба, атмосферном дрожании, почти полной непрозрачности атмосферы в рентгеновском, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Несмотря на это, в последние годы Земля все чаще становится элементом астрофизических приборов. Вот несколько примеров.

Чтобы наблюдать космическое гамма — излучение, как уже говорилось, аппаратуру приходится выводить за пределы земной атмосферы на космических аппаратах. Но и в космическом пространстве трудно зарегистрировать «сверхжесткие» гамма — кванты, энергия которых превышает 100 ГэВ. Это «сверхпроникающее» излучение способны задержать и обнаружить только детекторы размером в десятки и сотни метров. Для их запуска в космос даже нет достаточно грузоподъемной ракеты. К счастью, оказалось, что детектором для таких квантов может быть… атмосфера Земли! Ученые воспользовались тем обстоятельством, что гамма — квант сверхвысокой энергии, проходя через земную атмосферу, создает в ней ливень элементарных частиц. Каждая заряженная частица этого ливня, двигаясь с околосветовой скоростью (которая выше скорости распространения света в атмосфере), вызывает черенковское свечение. Поток оптических фотонов распространяется в том же направлении, что и породивший его гамма — квант. Остается только зарегистрировать этот свет с помощью обычного телескопа.

Первыми в мире систематические наземные исследования космического гамма — излучения начали проводить сотрудники Физического института имени П. Н. Лебедева АН (ФИАН) еще в 1964 г. На Тянь — Шаньской высокогорной станции ФИАНа и в Крымской астрофизической обсерватории регистрация черенковского излучения успешно осуществлялась сначала с помощью параболических зеркал диаметром 1,5 м (от прожекторов ПВО), а позже — с помощью многозеркальных коллекторов света. Атмосфера Земли не только не мешала им, но и была необходимым элементом установки. Сейчас уже в нескольких странах действуют подобные гамма — телескопы. Один из крупнейших — VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) в Аризоне состоит из четырех 12–метровых коллекторов света и регистрирует кванты с энергией от 50 ГэВ до 50 ТэВ. Каждый из коллекторов собран из 350 плоских шестиугольных зеркал, которые отражают свет в фокус коллектора, где находится система регистрации на основе фотоэлектронных умножителей (ФЭУ). С помощью этих приборов уже обнаружены десятки источников сверхжесткого гамма — излучения, как в нашей Галактике, так и в соседних. Кстати, таким же методом регистрируют и частицы космических лучей сверхвысокой энергии, которые также При взаимодействии С атмосферой Земли порождают ПОТОК вторичных частиц — широкий атмосферный ливень, дающий вспышку черенковского излучения.

Рис. 5.5. Схема регистрации сверхжестких космических гамма — квантов, порождающих в земной атмосфере черенковское свечение. Атмосфера планеты играет роль сцинтиллятора — прозрачной среды в которой рождаются черенковские фотоны.

Неоценима роль Земли и при наблюдении космических нейтрино. В нашей стране в недрах горы Андырчи в Приэльбрусье сооружен один из крупнейших в мире нейтринных телескопов, в котором Земле отведено сразу несколько важных функций. Во — первых, она служит фильтром, не пропускающим к телескопу потоки космических лучей. Во — вторых, земной шар используется в качестве мишени, взаимодействуя с которой нейтрино рождают потоки мюонов. Эти мюоны регистрируются счетчиками нейтринного телескопа. Сравнивая потоки нейтрино, приходящие сверху и снизу, можно определить сечение взаимодействия нейтрино с земным шаром, иначе говоря, измерить коэффициент пропускания планеты — фильтра.

Рис. 5.6. Четыре коллектора света, составляющих черенковский телескоп VERITAS.

Такие подземные установки по регистрации нейтрино работают уже в нескольких странах. Одна из самых совершенных расположена близ города Садбери (пров. Онтарио, Канада). В шахте Крайгтон на глубине 2070 м находится прозрачный плексигласовый шар диаметром 12 м, заполненный 1000 т тяжелой воды (D₂0). Вокруг него расположены 9600 ФЭУ, направленные в центр шара и регистрирующие вспышки черенковского света от быстрых электронов, рождающихся в реакции

v_e + D е^- + р + р.

Вся эта конструкция помещена в еще больший резервуар с 7300 т обычной, но очень чистой воды, играющей роль защиты от радиоактивного излучения горных пород. Именно на Садберийской нейтринной обсерватории (SNO) в 2002 г. была решена так называемая проблема солнечного нейтрино — слабость наблюдаемого потока электронных нейтрино из недр Солнца по сравнению с теоретически рассчитанным потоком, который должен быть, если в глубинах Солнца идут термоядерные реакции. Оказалось, что по пути от Солнца к Земле часть электронных нейтрино превращается в нейтрино других сортов — мюонные и тау, а их пока не умеет регистрировать ни один детектор, кроме детектора SNO. Открытие взаимных превращений (осцилляций) нейтрино разных сортов (поколений) заставило физиков взяться за модернизацию теории элементарных частиц.

Рис. 5.7. Схема обнаружения нейтрино, пронизывающего земной шар. Установка такого типа — в полном смысле слова «планета — телескоп».

Масштаб Садберийского прибора поражает, но эта установка не самая крупная среди нейтринных детекторов. Например, японский детектор «Супер — Камиоканде», также опущенный глубоко под землю, имеет резервуар диаметром 40 м, заполненный 22 000 т обычной воды и окруженный 11 200 фотоумножителями. Вес всей установки 50 000 т. Но не нужно думать, что астрофизики страдают гигантоманией. Неуловимые нейтрино, с легкостью пронизывающие Солнце и Землю, просто не замечают на своем пути установки меньшего масштаба.

Развивая идею «планета — телескоп», некоторые научные коллективы решили вообще отказаться от искусственных резервуаров гигантского объема, а использовать вместо этого природные резервуары — озера и моря. Глубоководный водоем может быть и фильтром (не нужна шахта!), и сцинтиллятором (не нужен дорогой резервуар). Требуются только ФЭУ, которые следует опустить «во глубину» прозрачных вод и следить там, в абсолютной темноте, за слабенькими вспышками черенковского света, сопровождающими ливни элементарных частиц, рожденных нейтрино в толще воды. Такие установки уже начали работать на озере Байкал, где детекторы опущены на глубину 1 км, а также в Средиземном море — у берегов Франции (эксперимент ANTARES) на глубине 2,5 км и у побережья Греции (эксперимент NESTOR) на глубине 4 км. Если смотреть в перспективу, то весьма привлекательными «планетами — телескопами» для исследователей нейтрино со временем могут стать Европа, спутник Юпитера, и Энцелад, спутник Сатурна, с их подледными океанами глубиной в десятки километров.

Кстати, лед — тоже отличная среда для сооружения гигантских черенковских детекторов, и этим уже воспользовались астрофизики. В ледяном куполе Антарктиды, прямо на Южном полюсе, в течение последних нескольких лет проводился эксперимент AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array — массив мюонных и нейтринных детекторов в Антарктике). Во льду были проплавлены вертикальные скважины и в них на глубину от 1,5 до 2 км опущены гирлянды фотоумножителей. Под давлением вышележащих слоев лед приобретает чрезвычайно высокую прозрачность, к тому же он обладает очень низким радиационным фоном и хорошо охлаждает ФЭУ, уменьшая уровень шумов. Эксперимент оказался успешным, и теперь установка расширяется вглубь и вширь, получив новое имя — IceCube Neutrino Observatory. Глубина увеличилась до 2,5 км, а площадь, на которой по ледяному куполу распределены гирлянды детекторов, достигнет 1 км². Так что объем ледяного черенковского телескопа будет равен одному кубическому километру! Как у ядра небольшой кометы.

А теперь вспомним, что в воде и во льду лучше всего распространяется все же не свет, а звук. Именно поэтому для рыб слух важнее зрения. Еще в 1977 г. советские физики Г. А. Аскарьян и Б. А. Долгошеин предложили проект акустической регистрации нейтрино. Ливень вторичных частиц, рожденных при взаимодействии нейтрино с ядрами атомов воды, должен вызывать в воде короткий щелчок, длительностью всего около 100 мкс. Зарегистрировав звук из нескольких точек, можно определить направление прихода нейтрино. Особый интерес к этому методу появился в связи с тем, что в годы «холодной войны» на дне океанов были раскинуты обширные сети чувствительных гидрофонов для обнаружения вражеских подводных лодок. Например, база США в Атлантике вблизи Багамских островов занимает подводное пространство площадью 250 км². Сейчас там планируется создать подводную акустическую установку с 52 гидрофонами для обнаружения нейтрино. Еще более грандиозный проект DUMAND (Deep Underwater Muon And Neutrino Detector) развивался с 1976 по 1995 гг. в Тихом океане близ острова Гавайи. Там на глубине 5 км предполагалось развернуть объединенную систему оптической и акустической регистрации нейтрино. Сейчас проект остановлен, но его наработки и часть оборудования используются в других, менее дорогостоящих, проектах подводных нейтринных детекторов.

Рис. 5.8. Схема регистрации гравитационных волн, в которой используется специальный сейсмометр, фиксирующий колебания земного шара.

Но, пожалуй, еще боле грандиозная идея — использовать всю Землю целиком в качестве телескопа. Планета Земля может служить детектором самого экзотического вида излучения — гравитационныхволн. В поле гравитационного излучения Земля в простейшем случае должна деформироваться в эллипсоид, вытянутый перпендикулярно направлению приходящей волны, причем степень вытянутости изменяется с частотой приходящего гравитационного излучения. В результате в теле Земли будут возбуждаться сейсмические колебания. В принципе такие же колебания должны возбуждаться и в лабораторных твердотельных детекторах гравитационных волн. Это, как правило, металлические болванки массой около тонны, снабженные чувствительными датчиками колебаний. Наилучшим образом такие детекторы откликаются на ту гравитационную волну, частота которой совпадает с частотой собственных колебаний болванки: для лабораторных детекторов это звуковые частоты (1 Гц — 10 кГц), для Земли — инфразвуковые (0,1-10 Гц), что интереснее с точки зрения астрофизики. Регистрируя колебания земной поверхности специальным сейсмометром, исследователи надеются обнаружить гравитационное излучение пульсаров и вращающихся белых карликов. Уже четверть века в различных районах Земли ставятся такие эксперименты. За это время чувствительность аппаратуры была повышена в тысячи раз, но пока на фоне сейсмических шумов не удалось выделить колебаний с периодами, близкими или кратными периодам известных пульсаров Были даже попытки поставить аналогичный эксперимент на Луне, куда участники экспедиций «Аполлон» доставили сейсмометры. Но эти попытки закончились безрезультатно.

Впрочем, астрофизики постоянно пытаются приспособить Луну для изучения космоса. Ее роль при исследовании Солнца и звезд мы уже обсуждали, но и нейтринная астрономия тоже приглядывается к Луне. Пролетая сквозь планету или ее спутник, высокоэнергичное нейтрино может родить ливень вторичных заряженных частиц, которые, как мы знаем, испускают в среде черенковское излучение, причем не только оптическое, но и радио. Если оптические черенковские вспышки можно заметить только в прозрачной среде (воздух, вода), то радиоволны могут выходить из глубин планеты. Кстати, этот метод регистрации нейтрино тоже предложил Г. А. Аскарьян еще в 1961 г. Для генерации черенковского радиоизлучения прекрасно подходит Луна, особенно ее обратная сторона — заповедное место в смысле радиопомех. Но наземным радиотелескопам обратная сторона Луны не видна. Поэтому исходящее оттуда излучение должен регистрировать спутник на окололунной орбите, снабженный чувствительными радиоантеннами. Вот такой нейтринный телескоп получается: даже не планета, а спутник (Луна) + спутник спутника.

А теперь вернемся к Луне в роли гравитационной антенны. Если пока Луну в этой роли не удается использовать «соло», то почему бы не создать дуэт «Земля — Луна»? При прохождении гравитационной волны между свободными телами периодически меняется расстояние. При этом чем больше расстояние, тем сильнее оно меняется. Гравитационная антенна «Земля — Луна» отлично подходит для регистрации длинноволнового гравитационного излучения с периодом колебаний около 2–3 секунд. Для этого нужно точно измерять расстояние между центрами Земли и Луны. Такие измерения осуществляются методом лазерной локации с использованием уголковых отражателей, доставленных на поверхность Луны советскими и американскими космическими аппаратами. Достигнутая при этом точность — около 1 см — пока недостаточна для целей гравитационноволновой астрономии, но можно надеяться, что переход от локации к лазерной интерферометрии резко повысит чувствительность гравитационной антенны «Земля — Луна», так как интерферометр способен почувствовать изменение расстояния в несколько ангстрем.

Мертвая звезда — генератор стандартных сигналов

Астрофизики предлагают все новые способы «поймать» гравитационное излучение. На помощь призваны радиопульсары как источники импульсов строго постоянной частоты. Идея проста. Представьте себе, что гдето на пути от пульсара к Земле находится источник гравитационного излучения, например тесная двойная звезда. Тогда свойства пространства в этой области не остаются неизменными, ведь гравитационная волна — это и есть периодическое изменение свойств пространства — времени! Радиосигналу пульсара понадобится то чуть больше, то чуть меньше времени, чтобы достичь Земли. Радиоастрономы в принципе могли бы заметить такие периодические изменения в моментах прихода импульсов и сравнить их период с периодом обращения тесной двойной звезды. При совпадении этих двух периодов можно констатировать наличие гравитационных волн в пространстве между пульсаром и Землей.

Рис. 5.9. Гравитационное излучение тесной двойной звезды можно обнаружить, исследуя радиоизлучение пульсара, расположенного от наблюдателя дальше, чем двойная система.

К сожалению, на пути осуществления такого эксперимента много трудностей. Межзвездное и межпланетное пространство заполнено движущейся неоднородной плазмой, которая преломляет радиоволны и непредсказуемо задерживает их приход на Землю. Правда, мы знаем, что периодическую компоненту, связанную с гравитационным излучением, можно выделить на фоне даже очень сильных шумов, но для этого нужны длительные прецизионные наблюдения.

Уникальный «прибор» для гравитационноволновых экспериментов создан самой природой. Это тесная двойная система, состоящая из нейтронных звезд, одна из которых — радиопульсар PSR В1913+16. С тех пор как в 1993 г. за изучение этой системы Нобелевскую премию по физике получили Р. А. Халс и Дж. X. Тейлор (Принстонский университет), этот объект называют не иначе как «двойной пульсар Халса-Тейлора». Период обращения нейтронных звезд в этой системе со — ставляет 7 ч 45 мин, но он меняется: в результате излучения гравитационных волн орбитальный период уменьшается на 76,5 мкс в год. Соответственно уменьшается и большая полуось орбиты — на 3,5 м в год. Заметить это удалось, измеряя частоту прихода радиоимпульсов от пульсара, который в данном случае служит «генератором стандартных сигналов». Эта работа была так высоко оценена именно потому, что впервые косвенно подтвердила существование гравитационных волн в полном согласии с прогнозом общей теории относительности. Конечно, нейтронные звезды — это не планеты, о которых мы здесь говорим, но важен принцип: астрономические приборы не только изготавливаются руками, но и обнаруживаются среди естественных объектов.

Гравитационная фокусировка

До сих пор мы рассматривали принципы детектирования гравитационных волн с помощью небесных тел, но было бы хорошо научиться фокусировать эти волны, создавая высокую плотность гравитационного излучения в некоторой точке пространства — в фокусе. Разумеется, поскольку волны гравитационные, то и фокусирующая их линза тоже должна быть гравитационной. Такой линзой может служить любое массивное тело.

Гравитационная линза универсальна: она фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц, ведь гравитационному взаимодействию подвержены все материальные объекты. Принципиальная возможность создания такой линзы была доказана в 1919 г., когда под руководством А. Эддингтона во время полного солнечного затмения измерили отклонение лучей света звезд, наблюдавшихся недалеко от края Солнца. Оправдалось предсказание А. Эйнштейна, что лучи света, проходящие вблизи солнечного края, отклоняются на 1,75" (под таким углом мы видим толщину спички с расстояния 200 м). Зная эту величину, даже школьник может вычислить, что отклоненные Солнцем лучи соберутся в фокусе, расположенном на расстоянии 550 а. е. от светила — в 18 раз дальше орбиты Нептуна. Поток излучения в фокусе такой гравитационной линзы, как Солнце, усиливается всего в несколько раз. Солнце и любой другой одиночный массивный объект — плохая гравитационная линза, так как обладает сильнейшей аберрацией. У этой линзынет одной точки фокуса, где собирались бы все параллельно падающие на нее лучи: чем дальше проходят лучи от поверхности Солнца, тем больше для них фокусное расстояние.

Рис. 5.10. Планета — гравитационная линза. Такая линза фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц. К сожалению, у нее нет единого фокусного расстояния. Но к счастью, она практически изотропна: фокусирует частицы и кванты, приходящие с любого направления.

Но для излучений, которые проникают сквозь вещество (гравитационные волны, нейтрино), можно рассчитать, каким должно быть распределение плотности вещества вдоль радиуса гравитационной линзы, чтобы фокусировка происходила в одной точке, где поток излучения значительно усилится. Оказалось, что распределение плотности вещества в мантии и внешнем ядре земного шара неплохо подходит для целей гравитационной фокусировки. Жаль только, что точка фокуса удалена от Земли на 13 000 а. е. Но если установить автоматическую систему детектирования на комету с подходящей орбитой, то через 325 тыс. лет наш детектор прибудет на место наблюдения. А до области, где фокусирует Солнце, комета доберется всего за 2300 лет. А межпланетный зонд, использующий гравитационные маневры в поле планет — гигантов, сделает это намного быстрее. Вспомним, что «Пионеры» и «Вояджеры» уже удалились на 100 а. е.

Так что с развитием космонавтики использование Солнца и планет в качестве гравитационных линз может стать реальным. А пока мы не имеем возможности выносить наши детекторы далеко от Земли, нужно подбирать подходящую линзу, в фокусе которой мы случайно находимся, благо вокруг нас много звезд и галактик. Эффект гравитационной фокусировки обсуждается с середины 1920–х гг., начиная с работы петербургского физика Ореста Хвольсона. В отношении линзы — звезды особого оптимизма не было: рядом с яркой звездой трудно заметить изображение более далекого объекта. Другое дело — использовать в качестве линзы галактику, поверхностная яркость которой невелика, а гравитационный потенциал не меньше, чем на поверхности нормальной звезды.

Несколько лет продолжались поиски эффекта гравитационной фокусировки в мире галактик, прежде чем в конце 1978 г. эффект был обнаружен: астрономы заметили, что изображение далекого квазара QSO 0957+561 состоит из двух почти одинаковых частей, разделенных углом всего 6". При этом они имеют одинаковые спектры с одинаковым красным смещением и «мигают» в унисон с временной задержкой один относительно другого 417 сут. Оказалось, что это два изображения одного квазара, созданные гравитационной линзой — более близкой к нам галактикой, изображение которой позже обнаружили. Галактика находится от нас на расстоянии 3,7 млрд св. лет (красное смещение z=0,355), а квазар удален на 8,7 млрд св. лет (z=1,41). Если бы галактика лежала точно на линии «квазар — Земля» и была сферически симметричной, то изображение квазара имело бы форму кольца (так называемое кольцо Эйнштейна). Но это не так, поэтому изображение, созданное гравитационной линзой, представляет собой несколько пятен. Позже были найдены тройные и даже четверные изображения квазаров («крест Эйнштейна»). Таким образом, принцип гравитационной фокусировки был доказан. Позже обнаружилось, что роль гравитационной линзы могут играть как целые скопления галактик, так и отдельные звезды, если их собственный блеск слабее яркости созданного ими изображения. До сих пор такие наблюдения проводились в оптическом и радиодиапазоне. В будущем нам нужно научиться использовать этот метод для усиления проницающей способности нейтринных и гравитационноволновых телескопов.

Звезды — зонды

Вначале главы я рассказывал, как покрытие диском Луны помогает изучить звезды. В том случае Луна была прибором, а звезды — объектом исследования. Однако и сами звезды могут стать частью астрономического прибора, предназначенного для исследования планеты. Метод покрытия уже несколько десятилетий весьма плодотворно применяется для того, чтобы излучением звезд «просвечивать» атмосферы планет и их окрестности.

Рис. 5.11. Летающая обсерватория «Койпер» для инфракрасных наблюдений в стратосфере. В передней части фюзеляжа находится окно для телескопа (темный прямоугольник).

Первый сенсационный результат этот метод дал в 1977 г., когда позволил обнаружить темные кольца Урана. Открытие сделал американский астроном Джеймс Эллиот с коллегами 10 марта 1977 г., наблюдая с борта летающей обсерватории «Койпер» (NASA) за тем, как Уран проходит перед звездой SAO 158687 в созвездии Весы. Вообщето ученые хотели узнать чтонибудь новое об атмосфере Урана, сквозь которую на заходе и на восходе будет просвечивать звезда. Чтобы не пропустить явление, они начали свои наблюдения за час до рассчитанного момента и неожиданно заметили, как за полчаса до начала покрытия звезды диском планеты и совершенно симметрично после окончания ее покрытия блеск звезды пять раз на несколько секунд ослаб. Сразу стало ясно, что это указывает на существование пяти тонких полупрозрачных колец вокруг планеты, заслонивших от телескопа звездный свет. С Земли эти кольца до того дня никто не видел, поскольку, в отличие от колец Сатурна, кольца Урана состоят из очень темного вещества. Спустя полгода после открытия Джеймса Эллиота к планетам — гигантам стартовали межпланетные зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Когда 24 января 1986 г. «Вояджер-2» сблизился с Ураном, ученые уже были готовы к поиску колец и без труда обнаружили их на переданных снимках, а также открыли новые. Позже свою лепту внес и космический телескоп «Хаббл», так что сейчас уже известно 13 колец Урана.

Пожалуй, еще более неожиданным открытием, чем кольца Урана, было обнаружение спутников у некоторых астероидов, также сделанное при наблюдении звездных покрытий. Позже наличие этих маленьких тел, сопровождающих астероиды и карликовые планеты, подтвердилось их прямыми наблюдениями в телескопы и с борта космических зондов. Кстати, многие наблюдения покрытия звезд астероидами тоже были сделаны с помощью летающей обсерватории. Дело в том, что тень астероида (освещенного звездой!) крайне невелика — в лучшем случае несколько сотен километров. Проходя по Земле, она обычно не попадает на стационарные обсерватории, поэтому за ней приходится «охотиться». Идеально подходит для этого обсерватория — самолет.

Например, в 1977 г. покрытие звезды Ураном астрономы наблюдали над южной частью Индийского океана. Вряд ли это удалось бы сделать даже с борта морского судна: в «ревущих сороковых» широтах помешали бы облачность и качка. А с борта самолета наблюдения провести удалось. Летающая обсерватория «Койпер» (KAO — Kuiper Airborne Observatory) работала в составе NASA с 1974 по 1995 г. На борту модифициованного транспортного самолета C-141А находился кассегреновский рефлектор диаметром 92 см, в основном предназначенный для наблюдений в широком ИК — диапазоне (от 1 до 500 мкм). Рабочая высота этой обсерватории достигала 14 км. Выше практически не бывает облаков и атмосфера очень сухая, что необходимо для инфракрасных наблюдений, поскольку пары воды поглощают это излучение. С помощью телескопа KAO были открыты кольца Урана (1977 г.), обнаружена атмосфера Плутона (1988 г.) и составлены ценные каталоги инфракрасных источников ночного неба. Сейчас самолет — обсерватория «Койпер» законсервирован на авиабазе Эймсовского исследовательского центра в Калифорнии; возможно, он станет научным музеем. А на смену ему пришла новая техника: NASA совместно с Немецким аэрокосмическим центром создали летающую обсерваторию SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) на базе самолета «Боинг-747SP», несущего телескоп диаметром 2,5 м и способного работать на высотах до 12,5 км. Подобные мобильные обсерватории чрезвычайно полезны: обычные телескопы привязаны к земле, телескопы на спутниках движутся по строгому орбитальному расписанию, а самолет — осерватория всегда может быть в нужное время в нужном месте. По существу, такой летающий телескоп делает обсерваторией весь земной шар. Можно сказать, что вся Земля становится планетой — телескопом.

6. Недоступные планеты

Самое долгожданное открытие в астрономии состоялось 15 лет назад: в 1995 г. было доказано наличие планет у иных звезд, за пределами Солнечной системы. Надежду и даже уверенность в их существовании многие ученые и философы высказывали с древнейших времен. Впрочем, были и уверенные в обратном: например, великий Аристотель считал, что Земля уникальна, и других таких нет. Но даже те, кто верил во «множественность миров», понимали, что обнаружить планеты в окрестности ближайших звезд технически будет чрезвычайно сложно. До изобретения телескопа такая задача вообще не ставилась, а возможность существования иных планетных систем обсуждалась лишь умозрительно (тем больше поражает уверенность некоторых мыслителей в их существовании — вспомним Джордано Бруно!). Но и при наличии всё более и более совершенных телескопов астрономы еще не так давно рассматривали поиск иных планетных систем как неактуальное занятие, как задачу для далеких потомков.

Даже менее полувека назад ситуация все еще выглядела практически безнадежной. В начале 1960–х гг. астрономы обсуждали возможность обнаружения трех типов гипотетических объектов — черных дыр, нейтронных звезд и экзопланет. (Правда, из этих трех терминов два еще не были даже придуманы, но в существование самих объектов верили многие.) Что касается черных дыр, то возможность их обнаружения казалась за гранью разумного — ведь они, по определению, невидимы! А вот что думали астрофизики о нейтронных звездах и экзопланетах: «Такой объект будет иметь диаметр порядка 30 км, и он будет быстро остывать. Надежда увидеть такой тусклый объект столь же мала, как и надежда увидеть планету, принадлежащую другой звезде. Иными словами — надежды нет» (Кип Торн. «Черные дыры и складки времени». М.: Физматлит, 2007, с. 299).

Как видим, обнаружение далеких планет, равно как и нейтронных звезд, казалось безнадежно трудным делом. Правда, очень скоро, в 1967 г., случайно удалось обнаружить быстровращающиеся замагниченные нейтронные звезды — радиопульсары. Но это был неожиданный «подарок» со стороны радиоастрономии, на который в начале 1960–х гг. никто не рассчитывал. Однако прошло всего 30 лет, и практически одновременно (1995–1996 гг.) были открыты одиночные остывающие нейтронных звезды и планеты у иных звезд! В некотором смысле прогноз оказался верным: открытие тех и других было одинаково трудным, но оно состоялось намного раньше, чем на это рассчитывали астрономы.

Многообразие планет

Любопытно, что тогда же, в 1996 г., был открыт еще один тип гипотетических объектов, занимающий промежуточное положение между звездами и планетами, — коричневые карлики, которые отличаются от планет — гигантов лишь тем, что на раннем этапе эволюции в их недрах протекает термоядерная реакция с участием редкого тяжелого изотопа водорода — дейтерия, не дающая, однако, существенного вклада в светимость карлика. И в те же годы были открыты многочисленные малые планеты на периферии Солнечной системы — в поясе Койпера. К 1995 г. стало ясно, что эта область населена множеством тел с характерными размерами в сотни и тысячи километров, причем некоторые из них больше Плутона и имеют собственные спутники. По своим массам объекты пояса Койпера заполнили промежуток между планетами и астероидами, а коричневые карлики — промежуток между планетами и звездами. В связи с этим потребовалось точно определить термин «планета».

Верхняя граница планетных масс, отделяющая их от коричневых карликов и в целом от звезд, была определена на основе их внутреннего источника энергии: сейчас считается общепринятым, что планета — это объект, в котором за всю его историю не происходят реакции ядерного синтеза. Как показывают расчеты, проделанные для тел нормального (то есть солнечного) химического состава, при формировании космических объектов с массой более 13 масс Юпитера (M_j) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия. При меньших массах объектов ядерные реакции в их недрах не происходят, поэтому массу в 13 M_j считают максимальной массой планеты. Объекты с массами от 13 до 70 M_j называют коричневыми карликами, а еще более массивные — звездами: в них происходит термоядерное горение распространенного легкого изотопа водорода. Для справки: 1 M_j=318 масс Земли (M_E)=0,001 массы Солнца (М)=210²⁷ кг.

Рис. 6.1. Эволюция светимости маломассивных звезд, коричневых карликов и планет после этапа их гравитационного сжатия и разогрева.

Рис. 6.2. Эволюция светимости двух протозвезд, имеющих массы чуть больше и чуть меньше нижнего предела (0,07 М), необходимого для протекания термоядерной реакции с участием легкого изотопа водорода (4Н Не).

По своим внешним проявлениям коричневые карлики ближе к планетам, чем к звездам. В процессе формирования все эти тела сначала разогреваются в результате гравитационного сжатия, и их светимость быстро возрастает. Затем, после достижения гидростатического равновесия и остановки сжатия, их поверхность начинает охлаждаться, и светимость снижается. У звезд охлаждение надолго прекращается после начала термоядерных реакций и их выхода на стационарный режим. У коричневых карликов охлаждение лишь немного замедляется в период горения дейтерия. А у планет поверхность охлаждается монотонно. В результате как планеты, так и коричневые карлики практически остывают за сотни миллионов лет, а маломассивные звезды остаются горячими в тысячи раз дольше. Тем не менее по формальному признаку — наличию или отсутствию термоядерных реакций — планеты и коричневые карлики отделены друг от друга.

Нижняя граница плацетных масс, отделяющая их от астероидов, также имеет физическое обоснование. Минимальной массой планеты считается та, при которой в недрах планеты давление силы тяжести еще превосходит прочность ее материала. Таким образом, в самом общем виде «планета» определяется как небесное тело, достаточно массивное для того, чтобы собственная гравитация придавала ему сфероидальную форму, но недостаточно массивное для того, чтобы в его недрах протекали термоядерные реакции. Этот диапазон масс простирается приблизительно от 1 % массы Луны до 13 масс Юпитера, т. е. от 710²⁰ кг до 210²⁸ кг.

Рис. 6.3. Количество экзопланет, обнаруженных или подтвержденных в указанном году методом лучевых скоростей и астрометрически. Данные на 14 октября 2010 г. из Каталога экзопланет «Interactive Extrasolar Planets Catalog», http://exoplanet.eu.

Однако само понятие «планета» по решению XXVI Генеральной ассамблеи MAC (2006 г.) распалось на несколько подтипов в связи с характером орбитального движения. Во — первых, если тело планетной массы обращается вокруг более крупного подобного тела, то его называют спутником (пример — Луна). Собственно «планета» (иногда говорят «классическая планета») определяется как объект Солнечной системы, достаточно массивный, чтобы под действием собственной гравитации принять гидростатически равновесную (сфероидальную) форму, и при этом не имеющий рядом со своей орбитой тел сравнимой с ним массы. Этим условиям удовлетворяют только Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юитер, Сатурн, Уран и Нептун. Наконец, введен новый класс объектов Солнечной системы — «планета — карлик», или «карликовая планета» (dwarf planet). Эти тела должны удовлетворять следующим условиям:

— обращаться вокруг Солнца;

— не являться спутником планеты;

— обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества и придавала телу планеты сфероидальную форму;

— обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты от прочих тел.

Прототипом планет — карликов стал Плутон (диаметр 2300 км), а самым крупным представителем этого класса сейчас (конец 2010 г.) является Эрида (2400 км), объект пояса Койпера. Там же располагаются еще две карликовые планеты — Хаумея (1150 км) и Макемаке (1500 км). Пятым и пока последним членом этой группы является Церера (975909 км), ранее считавшаяся крупнейшим астероидом Главного пояса.

Таким образом, в Солнечной системе мы имеем: 1) классические планеты; 2) карликовые планеты и 3) спутники с массой планет (таковых около дюжины), которые в этой книге я называю «планетами — спутниками». Номенклатура тел планетного типа за пределами Солнечной системы пока не настолько развита и совсем не формализована.

Объект с массой планеты, находящийся за пределами Солнечной системы, называют «экзопланетой» (exoplanet) либо «внесолнечной планетой» (extrasolar planet). Пока эти термины равноправны и по частоте употребления, и по смыслу (напомним, что греческая приставка экзоозначает «вне», «снаружи»). Сейчас оба эти термина почти без исключения относятся к планетам, гравитационно связанным с какой- либо звездой, за исключением Солнца. Такое толкование термину дают словари и энциклопедии. Например, «а planet that orbits a star outside the solar system». Или: «Extrasolar planet — any planetary body that orbits a star other than the Sun». Однако уже найдены и, возможно, существуют в немалом количестве самостоятельные планеты, обитающие в межзвездном пространстве. По отношению к ним используется термин «freefloating» planets (свободно плавающие планеты), но нередко и они фигурируют под именем exoplanet. Таким образом, отдельного однозначного термина для членов околозвездных планетных систем пока нет. В данном обзоре для краткости мы используем термин экзопланета или просто планета, понимая под этим, если специально не оговорено, члена околозвездной планетной системы.

На 14 октября 2010 г. подтверждено открытие 496 экзопланет в 417 планетных системах (включая 4 планеты у двух радиопульсаров). При этом 49 систем содержат не менее двух планет, а одна — не менее 6. Ближайшая экзопланета обнаружена у звезды Эридана, на расстоянии 3,2 пк (10 св. лет) от Солнца. За текущей статистикой открытий удобно следить на агрегаторе ресурсов «Portal of the Universe» (http://www.portaltotheuniverse.org) или на сайте Planet Quest (http:// planetquest.jpl.nasa.gov), а подробные данные об экзопланетных системах можно найти в каталоге «The Extrasolar Planets Encyclopaedia» (http://exoplanet.eu), который поддерживается Жаном Шнайдером (Парижская обсерватория). Подавляющее большинство экзопланет обнаружено с использованием различных косвенных методов детектирования, но некоторые уже наблюдались непосредственно. Большинство замеченных экзопланет — это газовые гиганты типа Юпитера и Сатурна, обращающиеся недалеко от звезды. Очевидно, это объясняется ограниченными возможностями методов регистрации: массивную планету на короткопериодической орбите легче обнаружить. Но с каждым годом удается открывать всё менее массивные и более удаленные от звезды планеты. Сейчас уже обнаружены объекты, по массе и параметрам орбиты почти не отличающиеся от Земли.

Методы поиска экзопланет

Предложено довольно много различных методов поиска экзопланет, но мы отметим те, который уже доказали свою состоятельность (табл. 6.1), и кратко обсудим их. Прочие методы либо находятся в процессе разработки, либо пока не дали результата.

Таблица 6.1

Методы поиска экзопланет

Название метода	Принцип метода
Регистрация изображений (Direct imaging)	Получение прямого изображения экзопланеты путем регистрации ее излучения (собственного или отраженного ею света звезды)
Астрометрический метод (Astrometric method)	Поиск периодических колебаний положения звезды в плоскости небесной сферы, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы
Метод лучевых скоростей (Radial- velocity method)	Поиск периодических колебаний лучевой скорости звезды, вызванных ее обращением вокруг центра масс планетной системы
Фотометрия прохождений (Transit photometry)	Регистрация кратковременного уменьшения блеска звезды при проходе планеты на фоне звездного диска («затмение» звезды планетой)
Хронометраж (Timing)	Наблюдаются регулярные отклонения в моментах прихода периодических сигналов, вызванные изменением расстояния до их источника, совершающего орбитальное движение
Гравитационное микролинзирование (Gravitational microlensing)	Поиск кратковременного (но неоднократного) усиления блеска звезды заднего фона в результате искривления ее лучей в гравитационном поле более близкой к нам звезды с планетной системой

Прямое наблюдение экзопланет

Планеты — холодные тела; сами они не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить в оптическом диапазоне. Молодую планету можно заметить по ее собственному излучению в инфракрасном диапазоне. Но после кратковременного периода гравитационного разогрева и быстрого остывания тепловое излучение далекой планеты тоже становится незаметным. Правда, планеты с мощной атмосферой хорошо отражают свет. Но даже если планета движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для далекого наблюдателя она трудноразличима изза гораздо более яркого блеска самой звезды.

Предположим, что наблюдатель находится у ближайшей к нам звезды а Кентавра и смотрит в телескоп в сторону Солнечной системы. Тогда Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск наших планет окажется для альфа-кентаврца очень слабым и к тому же сильно зависящим от ориентации в его сторону дневного полушария планеты. В табл. 6.2 приведены самые «выгодные» значения углового расстояния планет от Солнца и их оптического блеска. Понятно, что одновременно они реализоваться не могут: при максимальном угловом расстоянии планеты от Солнца ее яркость будет примерно вдвое меньше максимальной.

Таблица 6.2

Солнечная система при наблюдении с расстояния Кентавра

Планета	Максимальное угловое расстояние от Солнца	Максимальный блеск в визуальных лучах	Планета	Максимальное угловое расстояние от Солнца	Максимальный блеск в визуальных лучах
Меркурий	0,3"	25^m	Юпитер	3,9"	21^m
Венера	0,5	22	Сатурн	7,2	23
Земля	0,8	23	Уран	14	26
Луна	0,8	21	Нептун	23	28
Марс	1,1	27	Плутон	30	34

Как видим, лидером по обнаружимости является Юпитер, а за ним идут Венера, Сатурн и Земля. Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы без особого труда могли бы заметить такие тусклые объекты, если бы на небе рядом с ними не было чрезвычайно яркой звезды. Но для далекого наблюдателя угловое расстояние планет от Солнца очень мало, что делает задачу их обнаружения чрезвычайно сложной.

Тем не менее астрономы сейчас создают приборы, которые решат эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть экраном, чтобы ее свет не мешал изучать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют звездным коронографом; по конструкции он похож на солнечный внезатменный коронограф Лио. Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции ее световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами — так называемым «звездным интерферометром». Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть — чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и одновременно усиления света планеты. Оба описанных прибора — коронограф и интерферометр — очень чувствительны к влиянию земной атмосферы, поэтому для успешной работы, видимо, придется доставить их на околоземную орбиту.

Измерение яркости звезды

Косвенный метод обнаружения экзопланет — метод прохождений, или транзитов — основан на наблюдении яркости звезды, на фоне диска которой перемещается планета. Только для наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты экзопланеты, она время от времени должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа Солнца, а экзопланета — типа Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1 %. Это можно заметить с помощью наземного телескопа. Но экзопланета земного размера закроет только 0,01 % поверхности звезды, а столь малое снижение яркости трудно измерить сквозь неспокойную земную атмосферу; для этого нужен космический телескоп.

Вторая проблема этого метода в том, что доля экзопланет, орбитальная плоскость которых точно ориентирована на Землю, весьма невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями — годы. Тем не менее прохождения экзопланет перед звездами уже неоднократно наблюдались.

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Такое тело можно обнаружить по эффекту гравитационной линзы, возникающему в тот момент, когда невидимая планета проходит на фоне далекой звезды. Своим гравитационным полем планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле; подобно обычной линзе, она концентрирует свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это очень трудоемкий метод поиска экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

Рис. 6.4. Космический телескоп COROT: слева — подготовленный к запуску; справа — в процессе наблюдения за прохождением планеты по диску звезды (рисунок D. Ducros, CNES). Размер спутника: длина 4,1 м, диаметр 2 м (без панелей солнечных батарей). Полная масса 630 кг, масса научной аппаратуры 300 кг. Точность наведения телескопа 0,5". Мощность канала связи 1,5 Гбит/сутки. Основной вклад в создание этой космической обсерватории внес Национальный центр космических исследований Франции (Centre national d'etudes spatiales — CNES).

По указанным причинам основная роль в поиске экзопланет, подобных Земле, отводится космическим инструментам. С декабря 2007 г. ведутся наблюдения на европейском спутнике COROT, телескоп которого диаметром 27 см имеет поле зрения около 3° и оснащен чувствительным фотометром. Поиск планет осуществляется методом прохождений. Обнаружено уже более дюжины «юпитеров» и даже одна планета, размер которой лишь на 70 % больше, чем у Земли. В 2009 г. на гелиоцентрическую орбиту выведен спутник «Кеплер» (NASA) с телескопом диаметром 95 см, способный непрерывно измерять блеск более 100 тыс. звезд в поле зрения 10°10°. От него ждут массового обнаружения планет земного типа, но пока найдено лишь несколько «юпитеров» и один «нептун» (правда, в списке подозреваемых — сотни объектов).

Измерение положения звезды

Весьма перспективными считаются методы, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты (табл. 6.3). В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер: в первом приближении нашу планетную систему вообще можно рассматривать как двойную систему Солнце — Юпитер, компоненты которой разделены расстоянием 5,2 а. е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 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., который лишь немногим больше радиуса самого Солнца. С расстояния а Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а. е.) радиус этой окружности виден под углом 0,004". Это очень маленький угол: под таким углом мы видим толщину карандаша с расстояния в 360 км. Но астрономы умеют измерять столь малые углы и поэтому уже не сколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет. В самое последнее время это удалось сделать с поверхности Земли, но перспективы астрометрического поиска экзопланет, безусловно, связаны с запуском специализированных спутников, способных измерять положения звезд с миллисекундной точностью.

Рис. 6.5. Взаимное движение звезды и планеты. Центр масс системы «звезда + планета» движется прямолинейно (пунктир). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс по подобным орбитам в противофазе (вверху). Наблюдая звезду, можно заметить ее «покачивания», указывающие на присутствие планеты.

Измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер — Солнце, имеющую отношение масс 1:1 000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V=13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos , где — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (M) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (Mcos ).

Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол а близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет — карликов.

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980–х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

Таблица 6.3

Астрометрические (угловые) и доплеровские колебания Солнца под влиянием планет

Планета	Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги	Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с	Планета	Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги	Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с
Меркурий	0,00002	0,008	Сатурн	0,89	2,8
Венера	0,00058	0,086	Уран	0,27	0,3
Земля	0,00098	0,089	Нептун	0,51	0,3
Марс	0,00016	0,008	Плутон	0,00008	0,00003
Юпитер	1,6	13

По существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым (по времени запаздывания сигнала) определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров. Вообще, метод хронометража (тайминга) требует лишь наличия стабильного «генератора импульсов», в роли которого может выступать пульсирующий или вращающийся белый карлик, тесная двойная звезда и т. п.

Открытия экзопланет

Астрометрический поиск

Исторически первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 г. американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что тусклая красная звезда в созвездии Змееносец быстро перемещается по небу относительно других звезд — на 10" в год. Позже астрономы назвали ее Летящей звездой Барнарда. Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда — весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. Действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы а Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, значит, влияние на нее соседей — планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938 г., изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995). Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02", а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а. е. В начале 1960–х гг. это сообщение облетело весь мир и получило широкий резонанс. Ведь это было первое десятилетие практической космонавтики и поиска внеземных цивилизаций, поэтому энтузиазм людей в отношении новых открытий в космосе был чрезвычайно велик.

К исследованию звезды Барнарда подключились и другие астрономы. Некоторые результаты говорили в пользу гипотезы ван де Кампа. Например, в 1972 г. на конференции по происхождению Солнечной системы в Ницце (Фрация) теоретики Д. Блэк и Г. Саффолк обсуждали планетную систему звезды Барнарда, не ставя под сомнение ее существование. Перед вами фрагмент их выступления.

«Рассматриваемая планетная система принадлежит звезде Барнарда, красному карлику спектрального класса dM 5. Ван де Камп и другие астрономы вели тщательные наблюдения звезды Барнарда с 1916 по 1919 гг. и затем с 1938 г. по настоящее время. Согласно предложенной ван де Кампом динамической интерпретации отклонений собственного движения звезды Барнарда от прямолинейного, они обусловлены спутником с массой, близкой к массе Юпитера, обращающимся вокруг звезды по эксцентрической орбите. Период обращения равен 24 годам. В 1969 г. ван де Камп уточнил свои ранние результаты и предложил два новых варианта интерпретации. Первый аналогичен прежнему, но планета имеет орбиту с большим эксцентриситетом и больший период обращения. Во втором варианте предполагается существование двух планет на почти компланарных круговых орбитах. Направления их обращения совпадают. Ван де Камп нашел, что при массах планет, равных 1,1 и 0,8 массы Юпитера, и периодах 26 и 12 лет соответственно двухпланетная модель согласуется с наблюдательными данными не хуже, но и не лучше, чем однопланетная. Следует отметить, что ван де Камп искал лишь компланарные решения (т. е. лежащие в одной плоскости. — В. С.) и соответственно ограничил диапазон возможных параметров орбит.

Наш анализ движения звезды Барнарда показал, что для объяснения данных наблюдений необходимы по меньшей мере две планеты и что имеются убедительные свидетельства существования в системе трех массивных (М~ Ю³⁰ г) планет. Приближенные значения их масс 1,2; 0,6 и 0,8 массы Юпитера, а периоды обращения 26, 12 и 7 лет соответственно.

В настоящее время невозможно сделать окончательные выводы относительно параметров орбит или числа планет. В частности, если отклонение собственных движений от прямолинейности служит основным ориентиром при поисках планетных систем, то это исключает обнаружение планет „земного типа". Несмотря на неоднозначность интерпретации данной планетной системы, имеющаяся информация требует, чтобы планеты в системе звезды Барнарда находились на некомпланарных орбитах; относительное наклонение орбит должно быть большим (i40°). Именно эта особенность делает систему звезды Барнарда столь интересной».

Но не все астрономы согласились с выводами Питера ван де Кампа и его последователей. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж. Гейтвуд с коллегами выяснили к 1973 г., что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит, массивных планет в качестве спутников не имеет. Однако эти же астрометрические работы принесли в 1996 г. новую находку: были замечены зигзаги в движении шестой от Солнца звезды Лаланд 21185, удаленной от Солнца на 2,5 пк. (На ее волнообразное движение указывал еще П. ван де Камп в 1951 г.) По мнению Гейтвуда, вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 M_j, радиус орбиты 10 а. е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 M_j, 2,5 а. е.). Правда, это открытие до сих пор не только не подтверждено, но и вызывает все большие сомнения.

Первое надежное астрометрическое обнаружение экзопланеты состоялось лишь в 2009 г. После 12 лет наблюдений с помощью 5–метрового Паломарского телескопа за 30 звездами американские астрономы Стивен Правдо и Стюарт Шаклан из Лаборатории реактивного движения (JPL, NASA) обнаружили планету у крохотной переменной звезды «ван Бисбрук 10» (VB 10) в двойной системе Глизе 752 (GJ 752). Звезда VB 10 — одна из самых маленьких в Галактике: это красный карлик спектрального класса М8, уступающий Солнцу в 12 раз по массе и в 10 раз по диаметру. А светимость этой звезды столь мала, что если заменить ею наше Солнце, то днем Земля была бы освещена как сейчас лунной ночью. Именно благодаря малой массе звезды планета VB 10Ь смогла «раскачать» ее до заметной амплитуды: с периодом около 272 суток положение звезды на небе колеблется на 0,006" (тот факт, что это удалось измерить, — настоящий триумф наземной астрометрии). Сама планета — гигант обращается по орбите с большой полуосью 0,36 а. е. (как у Меркурия) и имеет массу 6,4 M_j, т. е. она легче своей звезды всего в 14 раз, а по размеру даже не уступает ей.

Планеты у нейтронных звезд

В конце 1980–х несколько групп астрономов в разных странах создали высокоточные оптические спектрометры и начали систематические измерения скоростей ближайших к Солнцу звезд. Эта работа специально была нацелена на поиск экзопланет и через несколько лет действительно увенчалась успехом (см. ниже). Но первыми открыли экзопланету не оптики, а радиоастрономы, причем не одну, а сразу целую планетную систему. Произошло это в ходе исследования радиопульсаров — быстро вращающихся нейтронных звезд, излучающих строго периодические радиоимпульсы. Поскольку пульсары — чрезвычайно стабильные источники, радиоастрономы могут применять к ним метод хронометража и выявлять таким образом их движение со скоростью порядка 1 сантиметра в секунду (!), а значит, обнаруживать рядом с ними планеты с массами в сотни раз меньше, чем у Юпитера.

Первое сообщение в журнале «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR В1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991 г. группа радиоастрономов Манчестерского университета (М. Бэйлес, А. Лин и С. Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл — Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 г. в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами соответственно 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.

Рис. 6.6. Планетная система радиопульсара PSR1257+12 в сравнении с внутренней областью Солнечной системы, показанной в том же масштабе расстояний. Цифрами обозначены массы планет в M_E. Приблизительно (но в ином масштабе) выдержан и относительный размер планет.

Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A. Wolszczan), который с помощью 305–метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 300 пк от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 г. ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 г. выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,02; 4,1 и 3,8 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996 г. появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет, но оно осталось неподтвержденным.

Легкость, с которой планеты были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто около 2000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще у одного далекого пульсара (PSR В1620-26) обнаружилась планета — гигант в 2,5 раза массивнее Юпитера. До недавнего времени планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрировала нам единственный пример планет типа Земли за пределами Солнечной системы.

Считается весьма странным, что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, вместе с которой теряет большую часть своей массы. Поэтому ее остаток, нейтронная звезда — пульсар, не может своим притяжением удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды. Возможно, обнаруженные у пульсара плнеты сформировались уже после взрыва сверхновой, но из чего и как — не ясно. Пока планетные системы нейтронных звезд по причине их непонятного происхождения считают чемто «неполноценным».

Успех доплеровского метода: планеты у нормальных звезд

Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 г. астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор (М. Mayor) и Дидье Келоз (D. Queloz), построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси (G. Магсу) создали подобный прибор раньше и еще в 1987 г. приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 г. Майор и Келоз приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к нам и по своим характеристикам похожих на Солнце. Довольно быстро они обнаружили «покачивания» звезды 51 в созвездии Пегас (51 Peg), удаленной от Солнца на 15 пк. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут. и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 М_j

Это удивительное соседство озадачило ученых: совсем рядом со звездой, как две капли воды похожей на Солнце, мчится планета — гигант, обегая ее всего за четыре дня; расстояние между ними в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца. Не сразу поверили астрономы в это открытие. Ведь обнаруженная планета — гигант изза ее близости к звезде должна быть нагрета до 1000 К. «Горячий юпитер»? Такого сочетания никто не ожидал. Быть может, за покачивания звезды была принята пульсация ее атмосферы? Однако дальнейшие наблюдения подтвердили открытие планеты у звезды 51 Peg. Для нее даже было предложено имя — Эпикур, но оно пока не получило признания. Затем обнаружились и другие системы, в которых планета — гигант обращается очень близко к своей звезде.

«Затмения» звезд планетами

Метод прохождений также доказал свою эффективность. Сейчас фотометрические наблюдения за звездами ведутся как с борта космических обсерваторий, так и с Земли. Все современные фотометрические инструменты имеют широкое поле зрения. Измеряя одновременно блеск миллионов звезд, астрономы существенно увеличивают не обнаружить прохождение планеты по диску звезды. При этом, как правило, обнаруживаются планеты, часто демонстрирующие «затмение» звезды, т. е. имеющие короткий орбитальный период, а значит — компактную орбиту.

Рис. 6.7. Восьмиобъективный роботизированный фотометрический комплекс проекта WASP (Wide Angle Search for Planets). Такие инструменты установлены на о. Ла-Пальма (Канарские острова) и в Южно-африканской астрономической обсерватории близ Сазерленда. Это совместный проект нескольких британских университетов и испанского Астрофизического института на Канарских островах. Фото с сайта http:// www.superwasp.org.

Термин «горячий юпитер» стал настолько привычным, что никого уже особенно не удивило открытие в 2009 г. планеты WASP-18b, имеющей массу 10 M_j и обращающейся по почти круговой орбите на расстоянии 0,02 а. е. от своей звезды. Орбитальный период этой планеты составляет всего 23 часа! Учитывая, что звезда WASP-18 (HD 10069) имеет спектральный класс F9 и обладает большей светимостью, чем Солнце, температура поверхности планеты должна достигать 3800 К: это уже не просто «горячий», а «раскаленный юпитер». Изза близости к звезде и своей большой массы планета вызывает сильные приливные возмущения на поверхности звезды, которые, в свою очередь, тормозят планету и в будущем приведут к ее падению на звезду.

Фотографии экзопланет

Несмотря на огромные трудности, астрономам все же удалось сфотографировать экзопланеты уже имеющимися средствами! Правда, средства эти были лучшими из лучших: орбитальный телескоп «Хаббл» и крупнейшие наземные инструменты (8^ 10–метровые телескопы «Кек», «Джемини» и «Очень большой телескоп»). Среди технических ухищрений — заслонка, отсекающая свет звезды, и светофильтры, пропускающие в основном инфракрасное излучение планеты в диапазоне длин волн 2–4 мкм, что соответствует температуре примерно 1000 К (в этом диапазоне планета выглядит более контрастно по отношению к звезде).

Начиная с 2004 г. получено несколько изображений экзопланет Каталог экзопланет, изображения которых получены[6], содержит уже 11 планет в 9 системах. Например, в протопланетном диске, окружающем молодую звезду Живописца, сфотографирована планета, весьма похожая на Юпитер, только массивнее. Ситуация там напоминает молодую Солнечную систему, в которой новорожденный Юпитер активно влиял на формирование в околосолнечном диске остальных планет. Наблюдать этот процесс «вживую» — мечта всех специалистов по планетной космогонии.

В конце 2008 г. важные открытия почти одновременно сделали две группы американских и канадских ученых. Космическим телескопом «Хаббл» удалось сфотографировать планету на внешнем крае пылевого диска, окружающего яркую звезду Фомальгаут (а Южной Рыбы). Хотя эта звезда светит почти в 20 раз мощнее Солнца, она не могла бы столь сильно осветить свою планету, чтобы сделать ее заметной с Земли. Ведь обнаруженная планета находится от Фомальгаута в 115 раз дальше, чем Земля от Солнца. Поэтому астрономы предполагают, что планета окружена гигантским отражающим свет кольцом, намного превосходящим кольца Сатурна. В нем, по — видимому, формируются спутники этой планеты, как в эпоху юности Солнечной системы формировались спутники планет — гигантов.

Рис. 6.8. Планета 2М1207 b (слева). Это первое изображение планеты, находящейся за пределами Солнечной системы. Она имеет массу от 3 до 10 M_j и обращается вокруг коричневого карлика 2MASSWJ1207334-393254 массой 25 M_j. Снимок получен в ближнем ИК-диапазоне с использованием адаптивной оптики на 8,2–метровом телескопе VLT Европейской южной обсерватории (Чили) в 2004 г.

Рис. 6.9. Первое изображение планеты (вверху слева) вблизи нормальной звезды солнечного типа. Эта молодая звезда 1RXS J160929.1-210524 спектрального класса K7V удалена от нас на 150 пк, имеет массу 0,85 солнечной и температуру поверхности 4060 К. А планета в 8 раз массивнее Юпитера, и температура ее поверхности 1800 К (поэтому она светится сама). Возраст звезды и планеты — вероятно, около 5 млн лет. Расстояние между ними в проекции — около 330 а. е. Фото получено в сентябре 2008 г. в ближнем ИК — диапазоне телескопом Джемини — Север (обсерватория Мауна-Кеа, Гавайи) с использованием адаптивной оптики.

Не менее любопытна и фотография сразу трех планет у звезды HR 8799 в созвездии Пегас, полученная группой канадских астрономов под руководством К. Маруа (с. 9 цветной вкладки). Эта система удалена от нас примерно на 40 пк. Каждая из ее планет почти на порядок массивнее Юпитера, но движутся они примерно на тех же расстояниях от своей звезды, что и наши планеты — гиганты. (В проекции на небо эти расстояния составляют 24,38 и 68 а. е.) Будет очень странно, если на месте Венеры, Земли и Марса в той системе не обнаружатся землеподобные планеты. Но пока это за пределами технических возможностей.

Рис. 6.9. Планета Фомальгаута. В мощном пылевом диске вокруг звезды Фомальгаут телескоп «Хаббл» сфотографировал планету (в белом квадрате). Светлый кружок в центре снимка обозначает положение Фомальгаута (сама звезда закрыта экраном), эллипс, покзанный для масштаба, имеет размер орбиты Нептуна. За два года наблюдений экзопланета сместилась очень незначительно, так как период ее обращения по орбите — около 900 лет. Фото: Kalas и др., http://arxiv.org/abs/0811.1994.

Получение прямых снимков экзопланет — важнейший этап в их изучении. Во-первых, этим окончательно подтверждается их существование. Во-вторых, открыт путь к изучению свойств этих планет: их размеров, температуры, плотности, характеристик поверхности. И самое волнующее — не за горами расшифровка спектров этих планет, а значит, выяснение газового состава их атмосферы. О такой возможности давно мечтают экзобиологи.

Впереди — самое интересное

А насколько далеки от нас планетные системы иных звезд? Видны ли эти звезды глазом или, скажем, в простой бинокль? Можем ли мы, взглянув ясным вечером на небо, указать своим друзьям: «А вот у этой, и у этой, и во-о-о-н у той звезды есть свои планеты. Возможно, некоторые из них обитаемы»? На эти вопросы легко ответить, поскольку в Каталоге экзопланет[7] можно найти все необходимые данные. В октябре 2010 г. в нем содержалось немногим более 500 объектов, претендующих на звание планет. Поскольку для большинства из них определена лишь нижняя граница массы, будущие исследования, вероятно, переведут часть кандидатов в разряд коричневых карликов, т. е. переместят их из группы гигантских планет в сообщество «неполноценных» звезд. Но таких «перебежчиков» будут единицы, и это не изменит статистических выводов. А выводы таковы.

Обнаруженные планеты «живут» в окрестности примерно 4 сотен звезд. Ближайшая из них ( Eri) удалена от нас на 3,2 пк, то есть всего лишь на 10 световых лет! Половина всех внесолнечных планетных систем лежит в пределах 40 пк от Солнца, еще треть находится не далее 80 пк, а на расстояниях более 1 кпк располагаются буквально единицы. Таким образом, практически все обнаруженные экзопланеты — наши ближайшие галактические соседи. Даже если мы открыли уже все планеты в пределах 100 пк от Солнца (а это, разумеется, не так), то в диске Галактики их должно быть очень много. Можно оценить их количество по порядку величины: галактический диск имеет толщину около 200 пк и радиус около 15 кпк. Следовательно, его объем в 34 тыс. раз больше объема шара радиусом 100 пк. Если в окрестности Солнца более 400 звезд с планетами, то в диске Галактики их не менее 14 млн. Скорее всего, их намного больше, но и 14 миллионов — цифра немаленькая!

Теперь вернемся к вопросу о видимости звезд, обладающих планетными системами. Можно ли хотя бы некоторые из них заметить невооруженным глазом, чтобы в ясную ночь, бросив на нее взгляд, подумать: «А вон у той звезды есть своя планетная система. Интересно, кто там обитает?» Оказывается, это возможно! Самая яркая звезда на нашем небе, обладающая по крайней мере одной планетой, — это красный гигант Поллукс ( Близнецов, HD 62509), звезда первой величины (V = 1,2^m), легко различимая на самом засвеченном городском небе, даже в центре Москвы. Зимней ночью или весенним вечером вы без труда найдете ее в южной части неба, высоко над горизонтом, и, глядя на мерцающий оранжевый огонек, предадитесь фантазиям о планетах этой звезды. Правда, пока в этой системе обнаружено присутствие только одной гигантской планеты: она втрое массивнее Юпитера и обращается по круговой орбите на расстоянии 1,7 а. е. от своего светила. Но вполне вероятно, что кроме нее там есть и другие планеты.

Яркий блеск Поллукса делает его «звездой первой величины» среди обладателей экзопланетных систем. Но не он один из этой компании виден невооруженным глазом. Без особого напряжения на городском небе можно различить звезды до 4^m. Среди обладателей экзопланет таких звезд шесть. А если у вас отличное зрение и вы находитесь вдали от городских огней, то сможете различить звезды до 6^m; среди «владельцев» экзопланет таких звезд около 50. Так что в какую бы часть неба вы ни посмотрели, перед вами всегда будет доступная невооруженному глазу звезда с планетами. А если вооружитесь обычным полевым биноклем, то вам станут доступны объекты почти до 9^m, и вы сможете увидеть подавляющее большинство звезд, у которых сейчас обнаружены планеты.

Ближайшая из открытых экзопланет принадлежит знаменитой звезде Эридана ( Eri), одной из двух первых звезд, от которых в рамках проекта «Озма» (1960 г.) радиоастрономы пытались поймать сигналы внеземных цивилизаций. Вторым объектом этого проекта была еще более известная звезда Кита, но у нее планеты пока не найдены. Обе эти звезды входят в тридцатку ближайших звезд и в целом похожи на Солнце, хотя немного меньше и тусклее него. Планета Eri b в полтора раза массивнее Юпитера и движется по орбите с большой полуосью 3,4 а. е. Казалось бы, сходство системы Eri с Солнечной системой налицо, осталось найти там планеты земного типа и обнаружить у них биосферу. Но тут есть серьезная проблема: планета — гигант Eri b движется по сильно вытянутой орбите с эксцентриситетом 0,7, при этом она приближается к «зоне жизни» звезды (диапазон расстояний, в котором на поверхности планеты возможно существование жидкой воды) и мешает устойчиво двигаться там планетам земного типа. Но все же ситуация не безнадежна, и нужно продолжать поиск.

Обнаружение первых внесолнечных планетных систем стало одним из крупнейших научных достижений XX в. Решена важнейшая проблема: Солнечная система не уникальна, формирование планет рядом со звездами — закономерный этап эволюции. Несколько столетий астрономы бьются над загадкой происхождения Солнечной системы. Главная проблема в том, что нашу планетную системы до сих пор не с чем было сравнивать. Теперь ситуация изменилась: в последнее время астрономы открывают в среднем по одной планете в неделю; в основном это планеты — гиганты, но уже созданы приборы, способные обнаруживать планеты земного типа. Становятся возможными классификация и сравнительное изучение планетных систем. Это значительно облегчит отбор жизнеспособных гипотез и построение правильной теории формирования и ранней эволюции планетных систем, в том числе нашей Солнечной системы.

В то же время стало ясно, что наша планетная система нетипична: ее планеты — гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни» (область умеренных температур вокруг Солнца), позволяют длительное время существовать внутри этой зоны планетам земного типа, одна из которых — Земля — даже имеет биосферу. Среди обнаруженных планетных систем большинство не обладает этим качеством. Мы понимаем, конечно, что массовое обнаружение преимущественно горячих юпитеров — временное явление, связанное с ограниченными возможностями нашей техники. Но сам факт существования таких систем поражает: очевидно, что газовый гигант не может сформироваться рядом со звездой — но тогда как же он туда попал?

В поисках ответа на этот вопрос теоретики моделируют формирование планет в околозвездных газово — пылевых дисках и узнают при этом много нового. Оказывается, планета в период своего роста может мигрировать по диску, приближаясь к звезде или удаляясь от нее, в зависимости от структуры диска, массы планеты и ее взаимодействия с другими планетами. Эти теоретические исследования чрезвычайно интересны: результаты моделирования можно сразу проверять на новом наблюдательном материале. Расчет эволюции протопланетного диска на хорошем компьютере занимает около недели, а за это время наблюдатели успевают открыть новую планетную систему.

Нередко эти открытия ставят теоретиков в тупик. Так, неожиданностью стало в 2005 г. сообщение об открытии планеты в системе тройной звезды HD 188753 (с. 9 цветной вкладки). Там горячий юпитер обращается с периодом 3,35 сут. вокруг очень похожей на Солнце звезды HD 188753А, у которой есть еще пара небольших звезд — спутников (HD 188753В и HD 188753С). Эти две звздочки совершают взаимный пируэт с периодом 156 сут. и обращаются вокруг главной звезды HD 188753А с периодом 25,7 года по эксцентричной орбите, занимая область между орбитами Юпитера и Урана. Обнаружение планеты в системе двойной и даже тройной звезды само по себе не стало сенсацией: такие примеры уже были известны и даже получили прозвище «татуинских планет» (намек на родную планету Скайуокера из киноэпопеи «Звездные войны»). Но в предыдущих случаях звезды располагались на больших расстояниях друг от друга и почти не вмешивались в формирование планетных систем вокруг каждой из них. В случае же HD 188753 область формирования планет — гигантов оказалась занятой парой звезд — спутников. Где же тогда сформировался горячий юпитер HD 188753А b до того, как он мигрировал к своему нынешнему положению вблизи хозяйской звезды? Теоретики не могут ответить на этот вопрос и поэтому надеются, что существование «татуинской» планеты HD 188753А b не подтвердится. А наблюдатели пока спорят, существует эта планета или нет.

Рис. 6.10. Схема тройной звезды HD 188753. Рядом с более крупным одиночным компонентом, возможно, движется планета — гигант. Если ее существование подтвердится, это станет проблемой для теории формирования планет.

Хотя проблемы формирования и эволюции планетных систем очень интересуют астрономов, большинство людей проявляет к экзопланетам чисто «биологический» интерес. Им хотелось бы знать, когда и какими методами будут открыты планеты, подобные Земле, — с водной оболочкой и атмосферой. Если планета уже найдена и орбита ее определена, нетрудно вычислить, попадает ли эта планета в «зону жизни» родительской звезды. Одна такая планета, возможно, уже найдена: это Глизе 58 lg (GJ 581g). Она массивнее Земли примерно втрое и удалена от своей звезды ровно настолько, что температура на ее поверхности должна быть близка к 0°С. По оценкам, эта планета может удерживать атмосферу земного типа и иметь на поверхности жидкую воду. Но большой уверенности эта оценка не дает: то, что вода (именно жидкая вода) может существовать на планете, еще не означает, что она там есть. Для более надежного определения состава атмосфер землеподобных экзопланет нужны не фотометрические, а спектроскопические наблюдения. Такие проекты сейчас осуществляются: это американские космические обсерватории TPFC (звездный коронограф) и TPFI (звездный интерферометр), а также европейская обсерватория «Дарвин». Но эти аппараты отправятся на орбиту не раньше 2015 г.

Без преувеличения можно сказать, что открытие внесолнечных планет — это великое событие в истории науки. Сделанное на исходе XX в., оно в перспективе станет одним из важнейших событий прошедшего века наравне с овладением ядерной энергией, выходом в космос и открытием механизмов наследственности. Уже сейчас ясно, что недавно начавшийся XXI век станет временем расцвета планетологии — ветви астрономии, изучающей природу и эволюцию планет. Несколько столетий лаборатория планетологов ограничивалась дюжиной объектов Солнечной системы, и вдруг, всего за несколько лет, число доступных объектов увеличилось в десятки раз, а диапазон условий, в которых они существуют, оказался обескураживающе широким. Современного планетолога можно уподобить биологу, который многие годы изучал лишь флору и фауну пустыни и вдруг попал в тропический лет: сейчас планетологи находятся в состоянии легкого шока, но скоро они оправятся и сориентируются в гигантском многообразии новооткрытых планет.

Вторая наука, а точнее протонаука, ощущающая мощный эффект от открытия планет у иных звезд, — это биология внеземной жизни, экзобиология. Учитывая темп обнаружения и исследования экзопланет, можно ожидать, что XXI век принесет нам открытие биосфер на некоторых из них и ознаменует этим долгожданное и окончательное рождение экзобиологии, до сих пор развивавшейся в латентном состоянии изза отсутствия реального объекта исследования.

7. Планеты — карлики

За пределом Большой восьмерки

Страницы: «« « 1 2 345 6 » »»

Читать бесплатно другие книги:

Рассказы освободителя

Суворов Виктор

«Рассказы освободителя» – самая первая книга Виктора Суворова, вышедшая в свет в 1981 году на англий...

Безумный корабль

Хобб Робин

О живом корабле «Совершенный» ходит дурная слава: его считают безумным, кораблем-убийцей. Но он един...

Реконструкция подлинной истории

Носовский Глеб

Настоящая книга занимает совершенно особое место среди публикаций по Новой Хронологии. Она написана ...

Пульс (сборник)

Барнс Джулиан

Лауреат Букеровской премии Джулиан Барнс – один из самых ярких и оригинальных прозаиков современной ...

Машина Времени. Остров доктора Моро.

Уэллс Герберт

Знаменитые романы Герберта Уэллса, написанные на рубеже XIX и XX веков, повлияли на мировую литерату...

Война миров. Чудесное посещение.