Вселенная, жизнь, разум - Иосиф Шкловский

Впрочем, следует подчеркнуть, что разница между планетами-гигантами и невидимыми спутниками звезд не принципиальна. Во-первых, химический состав у них должен быть сходен; как те, так и другие состоят в основном из водорода и гелия. В последние годы на орбитальных станциях обнаружено много «рентгеновских звезд», оказавшихся тесными двойными системами (см. ниже). Если бы масса Юпитера была раз в 10 больше, температура в его центральных частях повысилась бы настолько, что он стал бы излучать (хотя и слабо) в видимой части спектра. Юпитер стал бы весьма слабой звездой — красным карликом с температурой поверхности 1–2 тыс. К.

Обращает на себя внимание большая распространенность невидимых спутников звезд. Так как условия их наблюдений очень трудны, они могут быть обнаружены только у очень близких к нам звезд. И вот оказывается, что в сфере радиусом в 10 пк, окружающей Солнце, из 53 звезд 5 имеют невидимые спутники! Вполне естественно возникает вопрос: не имеются ли у некоторых звезд еще меньших размеров спутники, которые в силу своей относительно ничтожно малой массы не вызывают заметных колебаний в движении этих звезд? Но такие «ультраневидимые» спутники уже не отличаются практически от больших планет типа Юпитера и Сатурна. Тем самым мы подходим к основному вопросу: имеются ли основания полагать, что у многих звезд существуют планетные системы, в той или иной степени напоминающие нашу?

К этой центральной проблеме мы вернемся в следующей главе. Здесь же мы рассмотрим более узкий вопрос: можно ли в настоящее время средствами современной наблюдательной астрономии доказать наличие планет у ближайших к нам звезд? Ограничим рассмотрение только большими планетами-гигантами. Ясно, что если, например, в настоящее время не существует возможности наблюдать даже около самых близких к нам звезд большие планеты, то не может быть и речи о непосредственных наблюдениях, особенно интересных для нас планет типа Земли или Марса.

Допустим, что на расстоянии 10 пк от нас (около 33 световых лет) находится звезда, похожая на Солнце. Вокруг этой звезды на таком же расстоянии, что и Юпитер от Солнца (в 5,2 большем, чем расстояние от Солнца до Земли), обращается планета-гигант. Пусть эта планета будет «двойником» Юпитера, т. е. имеет такие же размеры и массу. Предположим еще, что мы находимся почти точно в плоскости орбиты этой планеты. В принципе обнаружить наличие такой планеты около звезды можно тремя способами (рис. 39). Первый из них заключается в следующем. Очень медленное прямолинейное перемещение звезды по небу, обусловленное ее движением относительно Солнца, должно дополняться «волновыми» колебаниям. (Такое перемещение называется «собственным движением» звезды. Для близких звезд оно достигает нескольких секунд дуги в год. Период «волны» будет, очевидно, равен периоду движения планеты, т. е. в нашем случае 11,9 года.

Такое «волновое» движение объясняется тем, что звезда из-за притяжения планетой движется по эллиптической орбите вокруг общего центра тяжести звезды и планеты. Это орбитальное движение складывается с пространственным движением. Так как масса звезды в 1000 раз больше, чем масса планеты, центр масс системы находится близко от центра звезды. Поэтому амплитуда «волны» в собственном движении звезды очень невелика.

Расчеты, выполненные в свое время известным американским астрономом О. Л. Струве, показывают, что отклонение собственного движения от прямолинейного не превышает 0,0005 сек. дуги в год, т. е. ничтожно мало и находится за пределами точности современных астрономических наблюдений. Заметим, что, если бы масса спутника звезды была в 10–20 раз больше, чем у Юпитера, такие колебания в собственном движении уже можно было бы (правда, с трудом) обнаружить. Именно этим способом были открыты и изучаются невидимые спутники некоторых близких звезд, о которых шла речь.

Другой способ — спектроскопический. Движение звезды по орбите вокруг центра масс системы «звезда — планета» должно вызывать периодические колебания составляющей скорости звезды по лучу зрения. В самом деле, легко убедиться, что будут такие промежутки времени, когда орбитальная скорость направлена к нам и от нас. Период колебаний лучевых скоростей должен быть равен периоду обращения планеты. Однако этот эффект ничтожно мал. Расчет О. Л. Струве показывает, что периодические изменения лучевой скорости звезды не превышают 10 м/с, что составляет примерно тысячную долю полной лучевой скорости звезды. Скорости 10 м/с соответствует смещение длины волны спектральной линии примерно на 0,0001Ǻ (напомним, что 1 Ǻ = 10-8 см, а длина волны видимого света лежит в пределах 4–7 тыс. Ǻ). Такие ничтожно малые изменения длины волны измерить невозможно, особенно если учесть, что спектральные линии не бесконечно узки, а имеют конечную ширину порядка десятых долей ангстрема и больше.

Третий способ — фотометрический, т. е. сводится к систематическому, по возможности точному, измерению блеска звезды. Так как по условию земной наблюдатель находится в плоскости орбиты планеты, то периодически каждые 11,9 года планета будет проектироваться на диск звезды. Подобное явление наблюдается и в Солнечной системе. Мы имеем в виду прохождение планет Венеры и Меркурия по диску Солнца. Так как планета — темное, не самосветящееся тело, то в случае, когда она проектируется на звезду, некоторая (малая) часть диска последней будет закрыта. Поэтому блеск звезды будет несколько уменьшен. Это аналогично явлению затменных переменных звезд (см. рис. 37).

Расчеты показывают, что при прохождении планеты размером с Юпитер через диск звезды, подобной Солнцу, ее блеск уменьшится на 0,01 звездной величины. Интересно отметить, что такие малые изменения потока излучения от звезд современная электрофотометрия зарегистрировать уже может. Вспомним, однако, что мы рассматривали очень маловероятный случай, когда направление «Солнце — звезда» лежит в плоскости орбиты планеты. Достаточно отклониться этому направлению всего лишь на 2–3 мин. дуги, как уже планета ни при каком положении не будет проходить через диск. Таким образом, и этот возможный способ наблюдения планет, обращающихся вокруг звезд, оказывается практически нереальным.

Напомним, что речь шла о возможности наблюдений очень большой планеты, обращающейся по орбите вокруг достаточно близкой к нам звезды. Из сказанного следует, что современная астрономия прямыми наблюдениями пока не в состоянии обнаружить присутствия планет у звезд, удаленных от нас на расстояние более 10 пк. Впрочем, необходимо заметить, что недалеко то время, когда такие наблюдения смогут быть проведены. Если на космической научной станции, установленной на искусственном спутнике Земли, будет крупный телескоп с объективом диаметром 2 м или больше, то появится возможность непосредственных наблюдений планет-гигантов, обращающихся вокруг близких к нам звезд. Дело в том, что возможности больших телескопов, расположенных на Земле, используются далеко не полностью. Из-за преломления света на мелких, беспорядочно движущихся струях и неоднородностях атмосферы даже точечный источник света (например, звезда) размазывается в диск размерами 0,5–2 сек. дуги. Между тем если планета-гигант удалена от своей звезды на расстояние, равное расстоянию от Земли до Солнца («астрономическая единица»), а сама звезда удалена от нас на 10 пк, то угловое расстояние между планетой и звездой никогда не будет превышать 0,1 сек. дуги. Это означает, что телескоп любых размеров, если он установлен на Земле, не разделит изображения планеты и звезды. Кроме того, ввиду рассеяния света в земной атмосфере, вокруг сравнительно яркой звезды всегда будет светящийся ореол, в котором полностью «утонет» ничтожно слабая по своей яркости планета.

Другое дело, если такой телескоп помещен на космической станции. Атмосферные помехи, о которых шла речь, уже не будут мешать наблюдениям. Это, конечно, не означает, что можно будет раздельно наблюдать (например, фотографировать) сколь угодно близкие друг к другу звезды. Существует и здесь предел, обусловленный волновой природой света. Ввиду дифракции на оправе объектива телескопа каждая звезда в фокальной плоскости последнего даст систему колец конечной толщины. По этой причине предельное угловое «разрешение» телескопа пропорционально отношению длины волны света к диаметру объектива. Например, для синих лучей при диаметре объектива 1 м предельное угловое расстояние между звездами, при которых их еще можно наблюдать раздельно, будет меньше 0,1 сек. дуги. Применение специальных приборов — интерферометров — позволяет измерять углы даже в 0,01 сек. дуги.

Звездная величина большой планеты, сходной с Юпитером, находящейся на расстоянии одной астрономической единицы от звезды, похожей на Солнце и удаленной от нас на расстояние 10 пк, будет около 24.