Читать книгу: «Загадки космоса. Планеты и экзопланеты», страница 4

Первые два закона Кеплер вывел на основании данных о движении Марса, доставшихся ему от Тихо Браге. Не располагая достаточным математическим аппаратом, Кеплер скрупулезно пытался найти кривую, правильным образом описывающую орбиты планет. В конце концов он полностью отказался от эпициклов и эксцентриков и пришел к выводу, что Марс движется по эллиптической орбите. Эти два закона Кеплера впервые были опубликованы в книге «Новая астрономия»²² в 1609 году. Позже он доказал, что все известные ему планеты подчиняются этим законам. В 1612 году император Рудольф II умер, и Кеплер покинул Прагу. Он перебрался в город Линц, в котором жил до самой смерти. Третий закон был опубликован Кеплером в 1619 году в книге «Гармония мира».

До конца жизни Кеплер не отрекся от своих юношеских представлений о Боге-геометре, и в последних сочинениях он вновь обращается к теме многогранников и делает ряд открытий. В книге «Гармония мира» он описывает свое представление об устройстве мира. Кеплер считал, что Земля имеет душу, и эта душа может чувствовать души других планет. Ученый посвятил много страниц описанию музыки, которую издают планеты, обращаясь по орбитам вокруг Солнца. По его представлениям, каждой планете соответствует своя нота, и чем дальше от Солнца находится планета, тем более низко эта нота звучит. Хотя Кеплер сетовал на то, что, скорее всего, красивой музыки планеты не рождают, он считал, что, возможно, в самом начале времен Бог наслаждался прекрасной симфонией.

Сегодня подобные идеи кажутся нам смешными, наивными и абсурдными. Но в оправдание можно сказать, что Кеплер жил в эпоху, когда научное мировоззрение только вставало на ноги, будучи пока лишь слабой альтернативой мистическому и религиозному взгляду на мир. Еще не было уверенности в существовании неких общих для всех явлений природы законов. И как минимум поэтому нужно отдать должное мужеству Кеплера.

Как я уже упоминал, молодой Кеплер отправил один экземпляр своей книги «Тайны мироздания» Галилео Галилею. Более серьезного научного авторитета в те времена не существовало. Один из покровителей Галилея писал о нем: «Земля не знала такого гения со времен Аристотеля». Научные достижения Галилея огромны, и даже скромное упоминание о каждом из них займет много страниц.

Галилей родился в 1564 году. Его отцом был видный в то время теоретик музыки Винченцо Галилей, прославившийся тем, что разработал и провел эксперимент, демонстрировавший связь между натяжением струн и создаваемыми ими тонами. Эксперименты Винченцо Галилея можно считать отправной точкой современной акустики, которая началась как приложение к теории музыки, а затем превратилась в самостоятельный раздел физики. Именно от своего отца Галилей перенял максиму «эксперимент – учитель всего»²⁵.

Поступив в Пизанский университет и проучившись там четыре года, Галилей больше не мог оплачивать свое обучение из-за финансовых проблем и вернулся во Флоренцию без степени. Однако его первая научная работа «Маленькие гидростатические весы», написанная в 1586 году, способствовала его знакомству с маркизом Гвидобальдо дель Монте, ставшим ему другом и покровителем. Тремя годами позже тот помог Галилею получить кафедру математики в том же Пизанском университете, который он так и не окончил. Дель Монте также познакомил Галилея с его будущим покровителем, герцогом Фердинандо I Медичи. В 1592 году Галилею предложили должность в Университете Падуи, и он перебрался преподавать (в том числе и птолемееву астрономию) туда. Годы пребывания в этом университете стали самыми плодотворными для Галилея. Тогда же произошло заочное знакомство Кеплера и Галилея.

Область научных интересов Галилея была обширной, но именно после взрыва сверхновой 1604 года он начал более активно заниматься астрономией. Долгое время он не относился всерьез к кеплеровским моделям орбит планет. А увидевшую свет в 1609 году «Новую астрономию» даже не читал и наотрез отказывался верить в эллиптические орбиты.

В это время в астрономии тихо совершилась еще одна революция: в голландском городе Мидделбург то ли производитель очков Ганс Липперсгей, то ли его коллега Захарий Янсен (сейчас уже неизвестно, кто из них на самом деле был первым) изобрел некое оптическое устройство, которое увеличивало далекие предметы. В 1609 году Галилей, услышав о создании «голландских очков для перспективы», но не имея возможности увидеть их, сам конструирует за несколько дней такое же устройство с 20-кратным увеличением (в будущем такие устройства назовут телескопами). С его помощью Галилей и начал изучать небо.

Впервые в истории человек смог увидеть в ночном небе больше, чем ему было дано природой. В 1610 году в книге «Звездный вестник» Галилей публикует описания того, что ему открылось. Книга расходится мгновенно, вся образованная Европа зачитывается ею, а Галилей становится самым знаменитым ученым Европы.

Открытия Галилея оказываются действительно изумительными. Благодаря телескопу он определяет, что Луна имеет несферическую форму и разнообразный рельеф, схожий с земным, а также, и это самое удивительное, что светит она не своим, а отраженным солнечным светом. Галилей исследует пятна на Солнце, доказывает, что оно вращается, а еще открывает четыре спутника Юпитера (это Ио, Европа, Ганимед и Каллисто). Кроме того, Галилей обнаруживает фазы Венеры. Это означает, что она вращается вокруг Солнца и ее свет не собственный, а отраженный солнечный.

Все это говорит о том, что мир небес подвержен изменениям со временем, он не идеален и не статичен, а значит, между нашим подлунным миром и космосом нет разницы: и тот и другой состоят из одной и той же материи и управляются одними и теми же законами. Открытия Галилея окончательно разрушили господствовавшую астрономическую парадигму, оставшуюся со времен античности.

Став значимой фигурой, Галилей открыто начинает поддерживать Коперника, от его былой робости и страха не остается и следа. И все же, к сожалению, у Галилея на руках не было неоспоримых доказательств истинности гелиоцентризма. Более того, факты указывали на то, что Земля неподвижна.

Например, неминуемым следствием гелиоцентризма является годичный звездный параллакс – изменение в течение года взаимного положения звезд, обусловленное тем, что наблюдатель вместе с Землей двигается вокруг Солнца и смотрит на небо из разных точек земной орбиты. Чем дальше находится звезда, тем меньше будет ее параллакс. Но его сложно определить. Звездный свет, видимый с Земли, подвержен влиянию сезонных колебаний температуры и влажности воздуха, к тому же картинку смазывает дрожание атмосферы. Все это мешает провести высокоточные наблюдения.

Однако Галилей придумал и популяризовал способ обойти эти трудности. Все, что нужно было сделать – наблюдать оптические двойные звезды, то есть звезды, расположенные на большом расстоянии друг от друга (важно, чтобы одна звезда находилась от наблюдателя намного дальше, чем другая), но при этом лежащие практически на одной прямой для наблюдателя на Земле. В течение года параллакс далекой звезды в рассматриваемой двойной системе практически нулевой, а вот параллакс близкой более значительный. Но самое главное, свет, приходящий к нам от этих звезд, подвержен одинаковым атмосферным и приборным искажениям, а значит, их взаимное смещение может быть обнаружено. Галилей наблюдал параллакс оптической двойной системы звезд Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы в 1617 году. Однако смещения звезд друг относительно друга он не обнаружил, что, в принципе, не удивительно, если учесть, какими примитивными телескопами располагал астроном. И все же неудача не поколебала его веры в гелиоцентризм.

Другим примером может служить теория приливов, которую разработал Галилей, основываясь на теории двух движений Земли – годичного и суточного вращений. Сегодня мы знаем, что приливы вызваны взаимодействием земных океанов с Луной, Галилей же ее влияние никак не учитывал. Его теория давала проверяемое предсказание – один прилив в день. Однако все жители Италии знали, что приливов в сутках два, утром и вечером. И все же Галилей был уверен в своей правоте, считая, что второй прилив вызывают какие-то вторичные эффекты.

Итак, гелиоцентризм во времена Галилея еще не выдерживал критики. Но страсти вокруг него не утихали. Необходимо было официальное мнение церкви. В 1616 году папа Павел V поставил свою подпись под заключением теологической комиссии по вопросу гелиоцентризма: «Утверждать, что Солнце стоит неподвижно в центре мира – мнение нелепое, ложное с философской точки зрения и формально еретическое, так как оно прямо противоречит Святому Писанию. Утверждать, что Земля не находится в центре мира, что она не остается неподвижной и обладает даже суточным вращением, есть мнение столь же нелепое, ложное с философской и греховное с религиозной точки зрения»²⁶.

Через семь лет, в 1623 году, папский престол занял Урбан VIII. Комиссия, назначенная папой для оценки гелиоцентризма, рассмотрев все доказательства движения Земли, указала на то, что наблюдаемые высокие и низкие приливы, фазы Венеры, солнечные пятна и спутники Юпитера все же могут быть согласованы с теорией стационарной Земли.

В 1630 году Галилей закончил писать главный труд своей жизни «Диалог о двух главнейших системах мира». По форме он представляет собой разговор двух философов, придерживающихся разных взглядов на устройство мира, и обывателя, изначально не разделяющего ни одну из точек зрения. Для того чтобы книга прошла цензуру церкви, Галилей написал в прологе, что цель ее в развенчании идей Коперника. Однако после прочтения книги любому читателю становилось совершенно очевидно, каких взглядов придерживается автор и какую мысль он хочет донести на самом деле. Шалость удалась, и в 1632 году книгу опубликовали. Через несколько месяцев церковь спохватилась (видимо, заинтересованные лица все же вдумчиво прочитали книгу), и Галилея вызвали в Рим, где его ждало судебное разбирательство.

После процесса, длившегося четыре месяца, семидесятилетний Галилей под угрозой костра отрекся от гелиоцентризма, его заключили под домашний арест на одной из вилл Медичи. Там он провел остаток жизни, работая над книгой «Беседы и математические доказательства, касающиеся двух новых отраслей науки», которая так и осталась незаконченной. 8 января 1642 года Галилео Галилей ушел из жизни.

Законы Кеплера еще долго, вплоть до работ Исаака Ньютона, не имели математических доказательств, параллакс был достоверно обнаружен только в XIX веке, тогда же была построена правильная теория приливов.

Глава 4. Телескопы и люди

По случаю конфирмации я не получил ни часов, ни первую пару длинных штанов, как большинство лютеранских мальчиков. Я получил телескоп. Моя мама думала, что он будет лучшим подарком.

ВЕРНЕР ФОН БРАУН

До недавнего времени о существовании планет вокруг других звезд астрономы могли лишь строить гипотезы. Конечно, все понимали, что наша Вселенная была бы очень странным местом, если бы планеты вращались только вокруг Солнца, однако разглядеть планеты у других звезд казалось невозможным. Сейчас мы знаем, что большинство звезд в нашей галактике имеют планетные системы. Чаще всего говорят о существовании от одной до десяти планет около каждой звезды. Более точные оценки привести сложно – нужно больше данных наблюдений. Если волевым решением выбрать из этого диапазона цифру 3, мы получим триллион планет только в нашей галактике. А значит, просто чтобы их пересчитать (тратя на каждую планету по одной секунде), вам понадобится 30 000 лет!

Все знания о звездах, планетах, галактиках и Вселенной астрономы получили в ходе наблюдений за небом²³. Таким образом, основным рабочим инструментом астронома является телескоп – он собирает излучение, приходящее к нам из космоса, и делает его доступным для анализа.

Первые телескопы работали в оптическом диапазоне. В середине XIX века Джеймс Клерк Максвелл показал, что видимый свет является лишь одним из видов электромагнитного излучения, очень узкой полоской в широком спектре электромагнитных волн, на одном конце которого расположилось ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, а на другом – инфракрасное и радиоизлучение. Сегодня астрономы с помощью телескопов разных видов изучают небо во всех диапазонах волн. Например, чтобы изучать звезды, лучше всего подходит видимый спектр, а газопылевые и молекулярные облака хорошо видны в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах волн.

В Чилийской высокогорной пустыне на плато Чахнантор, там, где воздух сух и неподвижен бо́льшую часть года, вдали от крупных городов, на высоте 5 км над уровнем моря расположен один из самых знаменитых, самых дорогих и мощных радиотелескопов в мире – Atacama Large Millimeter Array («Атакамская большая антенная решетка миллиметрового диапазона»), или ALMA. Этот телескоп не похож на привычные для нас телескопы, а напоминает скорее разбросанные по пустыне в хаотичном порядке гигантские спутниковые тарелки. Но на самом деле эти тарелки представляют собой единый телескоп, позволяющий с очень высокой точностью получать координаты космических объектов.

Дело в том, что телескопы – это штуки, в случае с которыми размер действительно имеет значение. Разрешающая способность в них зависит от диаметра главного зеркала (или приемной тарелки): чем она больше, тем более близкие объекты он сможет «разрешить» – разделить, идентифицировать как два объекта, а не принять за один источник. Для того чтобы получить более четкие изображения, мы должны делать более крупные телескопы. Но кто решится сделать телескоп с диаметром тарелки пусть даже в 10 км?

После Второй мировой войны для увеличения разрешающей способности приборов, регистрирующих электромагнитное излучение, английский радиоастроном Мартин Райл разработал новую технологию, прилучившую название «радиоинтерферометрия». Она позволила объединять несколько радиотелескопов таким образом, чтобы те работали как один огромный телескоп – радиоинтерферометр. В радиоинтерферометре разрешающая способность зависит не от размера зеркала, а от расстояния между радиотелескопами, входящими в единый комплекс (это расстояние называют базой).

Идея здесь довольно простая, но иллюстрировать ее лучше на примере двух радиотелескопов. Представьте себе звезду, которую мы наблюдаем, и две отдельно стоящие тарелки радиотелескопов, объединенных в радиоинтерферометр. Поскольку телескопы находятся на некотором расстоянии друг от друга, сигнал от звезды приходит на каждый из них в разное время. В процессе суточного перемещения звезды по небосводу время прихода сигналов на радиотелескопы меняется. Все сигналы передаются на коррелятор (центральный компьютер) и там специальным образом обрабатываются. Такая схема позволяет точно определить координаты небесного объекта, и чем больше радиотелескопов объединено в радиоинтерферометр, тем выше его разрешающая способность.

Радиоинтерферометрия позволила создавать радиотелескопы с базой, эквивалентной радиотелескопу с многокилометровой тарелкой. На 2020 год ALMA является самым крупным по числу объединенных в нем радиотелескопов радиоинтерферометром: в его составе 66 12-метровых тарелок, каждая из которых способна к тому же произвольно перемещаться по площадке размером в 16 км. Все это позволяет получить поистине поразительное разрешение. Благодаря ALMA астрономы сделали много важных открытий. В свете нашего разговора об экзопланетах упомяну одно из них: в 2014 году были опубликованы великолепные фотографии протопланетного диска звезды HL Тельца²⁷. Это первые фотографии, на которых можно детально рассмотреть структуру газопылевого диска.

В 2021 году планируется начать строительство крупнейшего из когда-либо созданных радиоинтерферометров. По структуре он будет напоминать ALMA. Его антенны разместят на двух материках: в Африке, на территории ЮАР, и в Австралии. В ЮАР расположат 200 радиотарелок, способных принимать сигналы в среднечастотном диапазоне, а в западноавстралийской пустыне – почти 130 000 низкочастотных антенн. Проект носит название Square Kilometre Array («Антенная решетка площадью в квадратный километр»), или SKA²⁴. Первоначально общая эффективная площадь радиотелескопа, как ожидается, составит 1 км² (а может, и больше – до 3 км²). Количество данных, генерируемых этим радиотелескопом в секунду, в 10 раз превысит глобальный интернет-трафик. Если все пройдет как задумано, в середине 2020-х годов начнутся первые наблюдения.

При максимальном расстоянии в 65 км между антеннами в Австралии и 150 км в ЮАР, вдали от городов и радиопомех SKA сможет улавливать радиосигналы, которые испускают космические объекты, в том числе протопланетные облака, удаленные от нас на десятки тысяч световых лет, с беспрецедентной чувствительностью.

Для поиска уже сформировавшихся планет радиоинтерферометры подходят плохо²⁵. Экзопланеты обычно ищут в инфракрасном и оптическом диапазонах – различные методы поиска эффективны в разных диапазонах волн. Больше всего экзопланет обнаружено в оптическом диапазоне. Но для наблюдений «в оптике» подходит не любая точка на Земле. На самом деле существуют строжайшие требования, которым должна удовлетворять местность, чтобы строительство современного телескопа там было целесообразным. Как и радиоинтерферометрам, оптическим телескопам необходимо отсутствие крупных городов рядом, ясное небо, спокойный воздух и сухой климат. На нашей планете не так много мест, которые могут обеспечить эти условия на протяжении большей части года. Но если подходящее место найдено, будьте уверены: здесь вы найдете не один и не два, а целое множество телескопов разных стран. Такими цитаделями астрономии являются, например, пустыня Атакама в Чили, вулкан Роке-де-лос-Мучачос на Канарском острове Пальма, гора Мауна-Кеа на Гавайях. Последнее место теперь все чаще упоминают в СМИ из-за проблем религиозного характера: вулкан, на котором собираются строить телескоп, является священным местом для коренного народа Гавайев²⁸. Сейчас там расположена обсерватория Кека.

Существует много способов войти в историю, и большое количество денег этому только способствует. Однако распространенное мнение гласит, что состоятельные люди не очень-то хотят, чтобы их знали. Если же вы по счастливой случайности не принадлежите к такой породе людей, профинансируйте строительство телескопа и можете быть уверены: его назовут в вашу честь. В 1954 году Уильям Майрон Кек создал фонд для поддержки научных открытий и новых технологий. А в 1980-х годах в стенах Калифорнийского университета родилась идея создать самый мощный и крупный (на тот момент, конечно же) телескоп в мире. Поиски финансирования привели астрономов Калифорнийского университета в фонд Кека, основатель которого и стал учредителем всего проекта, вложив 70 миллионов долларов. Благодарные ученые назвали телескоп его именем.

Обсерватория Кека состоит из двух 10-метровых оптических телескопов: «Кек I» и «Кек II». «Кек I» увидел «первый свет»²⁶ в мае 1993 года, а «Кек II» – в октябре 1996-го. Так как технологии создания подходящих по качеству зеркал диаметром более 8,5 м не существует, главные зеркала этих телескопов состоят из 36 шестиугольных сегментов, действующих как единое целое.

Когда мы смотрим на звезды, мы видим свет, который прошел десятки и сотни триллионов километров в безвоздушном пространстве. Из-за таких больших расстояний звезды даже в мощные телескопы должны казаться нам точечными источниками без любого намека на наличие у них площади. Но последнюю сотню километров луч света проходит сквозь атмосферу Земли и преломляется в ее слоях подобно тому, как он преломлялся бы в призме. Эти слои образуются вследствие возникновения участков локальной турбулентности, хаотично меняющих температуру и плотность воздуха в атмосфере Земли. Из-за этого меняется и показатель преломления, и вместо точечного источника мы видим мерцающее пятно.

В 1999 году в обсерватории Кека была установлена система адаптивной оптики для корректировки искажений, вносимых турбулентностью атмосферы, в реальном времени. Принцип работы такой системы следующий: свет от звезды проходит через главное оптическое зеркало телескопа и попадает на так называемый датчик волнового фронта, измеряющий искажения изображения звезды. Далее компьютер вычисляет форму, которую нужно придать специальному деформируемому зеркалу, чтобы свести искажения света к минимуму. Адаптивное зеркало деформируется в соответствии с инструкциями компьютера, и в итоге можно получить изображения звезды, сравнимые с теми, что передают на Землю космические телескопы.

Для того чтобы система в каждый момент времени знала, как именно свет звезды искажен атмосферой, нужен эталонный источник света. Таким источником может быть звезда, характеристики излучения которой хорошо известны. Первые системы адаптивной оптики работали именно так. Но этот способ подходит не всегда. Например, может случиться, что звезда, достаточно близко расположенная к изучаемому объекту, просто не найдется. Выход из положения состоит в том, чтобы создать своего рода искусственную звезду. Как это делается?

На высоте 90 км над поверхностью Земли расположен слой атомов натрия, образовывающихся, вероятно, при распаде микрометеоров. Если эти атомы облучать лазерным лучом с правильно подобранной частотой, они переходят в возбужденное состояние и сами начинают светиться – на небе зажигается «звезда». Такие натриевые звезды и используют в качестве эталонных. Главное преимущество этих звезд в том, что их можно зажечь в любой точке небесной сферы.

В 2001 году телескопы «Кек I» и «Кек II» были связаны в интерферометрическую систему с разрешающей способностью, эквивалентной разрешающей способности 85-метрового зеркала. Основной целью NASA на тот момент было изучение характеристик газопылевых дисков вокруг близких к Солнцу звезд. Это исследование должно было помочь глубже понять процессы, происходящие при формировании планет. Но ученые смогли сделать даже больше. С помощью интерферометра Кека и системы адаптивной оптики в 2012 году были произведены прямые наблюдения экзопланеты LkCa 15 b. Это самая молодая экзопланета из всех когда-либо обнаруженных – ей всего один миллион лет!²⁹ Окруженная аккрецирующей пылью, она еще находится на стадии формирования. Именно это обстоятельство сделало ее доступной для наблюдений в инфракрасном диапазоне.

Хотя интерферометрическая система позволяет повысить разрешение телескопов, с чувствительностью, то есть тем, насколько слабоинтенсивные объекты способен обнаруживать телескоп, она, к сожалению, ничего сделать уже не может. Чувствительность зависит от фактического размера собирающего зеркала: чем оно больше – тем лучше. Поэтому технология интерферометрии не привела к исчезновению больших телескопов. На данный момент в мире строятся три гигантских телескопа: Giant Magellan Telescope («Гигантский Магелланов телескоп»), или GMT, и Extremely Large Telescope («Чрезвычайно большой телескоп»), или ELT, в Чили и Thirty Meter Telescope («Тридцатиметровый телескоп»), или TMT, на Гавайях в США. Размер их собирающих зеркал 25, почти 40 и 30 м соответственно! Такой размер зеркал вместе с системой адаптивной оптики позволит астрономам получать изображения, превосходящие по четкости даже те, что сделаны космическим телескопом «Хаббл» (а возможно, и телескопом «Джеймс Уэбб», который планируют запустить в космос в 2021 году).

Но революцию в поиске экзопланет произвели все же не наземные телескопы. Долгое время число обнаруженных экзопланет росло довольно медленно. История разделилась на до и после в момент запуска первого охотника за экзопланетами – космического телескопа «Кеплер» – 6 марта 2009 года. Не он открыл первую экзопланету, но именно он поставил на поток их обнаружение и именно он превратил некогда сенсационные события в рутину. Однако, чтобы понять, почему «Кеплер» достиг таких успехов, нужно выяснить, в чем заключается сложность поиска экзопланет.

Достоверно о существовании экзопланет мы узнали только в самом конце XX столетия. Почему? Причиной тому несколько стоящих перед наблюдателем проблем. Первая и самая очевидная состоит в том, что мы пытаемся обнаружить относительно небольшие объекты, расположенные на гигантском расстоянии от нас.

Что обычно имеют в виду, когда говорят об этих «гигантских расстояниях»? Самым точным способом вычисления расстояния до звезды в пределах Галактики является тригонометрический метод: сначала определяется видимое смещение звезды на небе, произошедшее в течение полугода. Половина этого смещения, выраженная в градусах, называется годичным звездным параллаксом. Далее рассматривается прямоугольный треугольник, образованный звездой, Солнцем и Землей (расстояние от Земли до Солнца известно), и вычисляется искомое расстояние. Как вы помните, звездный параллакс двойной звезды первым пытался измерить Галилей²⁷, но у него ничего не вышло. Потом неоднократные попытки предпринимали и другие астрономы, в числе которых Роберт Гук, Жан Пикар, Оле Ремер, Уильям Гершель, но и они оказались безуспешными. Только к первой трети XIX века астрономические инструменты достигли точности, достаточной для измерения параллакса звезд.

Первым годичный параллакс вычислил Василий Яковлевич Струве. Его измерения были произведены для звезды Альтаир в 1821 году. В 1837 году он измерил параллакс Веги. Через год, вдохновившись результатами Струве, известный астроном и математик Фридрих Бессель с еще большей точностью вычислил годичный параллакс звезды 61 Лебедя. Этот результат затмил пионерскую работу Струве, и в 1842 году Лондонское королевское общество наградило Бесселя золотой медалью.

Однако Струве и Бессель сделали и кое-что еще более важное: они впервые продемонстрировали необъятные размеры Млечного Пути и Вселенной, определив истинные масштабы невероятных расстояний, отделяющих звездные системы друг от друга. Оказалось, что Вега отдалена от нас на 25 св. лет – это в полтора миллиона раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. И все же проблема гигантских расстояний не единственная.

Вторая проблема еще более сложная. Каким образом можно обнаружить экзопланету? Кто-то ответит: нужно направить на нее телескоп, и мы увидим ее, подобно тому, как видим кратеры на Луне или кольца Сатурна. К сожалению, этот способ в случае с экзопланетами не работает. Любая оптическая система, будь то телескоп или человеческий глаз, видит что-то, поскольку это что-то является источником света. Соответственно, чем ярче объект, тем лучше его видно. Планеты свет не излучают и могут быть заметны только благодаря отражению света родительской звезды, причем некоторая часть этого света поглощается поверхностью планеты (например, Юпитер, самая большая планета Солнечной системы, отражает лишь одну миллиардную долю падающего на него солнечного света). Поэтому для далеких наблюдателей планеты кажутся очень тусклыми.

И наконец, третью проблему решить труднее всего, и именно она является самой главной. Дело в том, что по сравнению с теми расстояниями, которые отделяют одну звезду от другой, планеты находятся к своим звездам очень близко. А это значит, что весьма непросто отделить тусклый свет планет от мощного блеска самих звезд. Звезда буквально засвечивает планету, скрывает ее от наблюдателя в своем ореоле.

Для того чтобы понять, что за явление помогает астрономам находить экзопланеты, нужно вспомнить школьный курс физики. Сила, с которой звезда притягивает планету, равна силе, с которой планета притягивает звезду. Ускорение, вызванное этой силой, обратно пропорционально массе небесного тела: у легкой планеты ускорение больше, а у тяжелой звезды меньше. Если планета вращается вокруг звезды по идеальной окружности, то у ускорения звезды меняется только знак, но не величина. Однако чаще всего орбиты планет не круговые, и во время движения последние то приближаются к своей звезде, то отдаляются от нее. Возникающее, уже ненулевое, периодически меняющееся ускорение заставляет звезду вращаться вокруг центра масс системы – некой точки равновесия, не совпадающей с центром звезды. Центр масс системы Плутон – Харон располагается в пространстве между этими телами на высоте почти 1 000 км над поверхностью Плутона, центр масс Солнца и Юпитера – на 48 000 км выше поверхности Солнца, а центр масс системы Земля – Луна находится внутри Земли на расстоянии 4 670 км от ее центра.

Таким образом, когда мы говорим, что планеты вращаются вокруг своей родительской звезды, мы немного лукавим. Более корректная формулировка: звезды и планеты вращаются относительно центра масс их систем. Следовательно, нам нужно искать не признаки движения планет, а, наблюдая за звездой, искать признаки ее движения.

Первым, кто заявил, что обнаружил звездные колебания, стал Питер ван де Камп (1901–1995). В конце 1930-х годов он наблюдал звезду Барнарда (ближайшая к нам одиночная звезда примерно в 6 св. годах от Солнца). Анализируя тысячи фотографий, сделанных в течение 40 лет, он утверждал, что обнаружил явные колебания звезды, вызванные планетой. Согласно вычислениям ван де Кампа планета должна была иметь массу, сопоставимую с массой Юпитера. К сожалению, другие астрономы не смогли подтвердить эти результаты, и долгое время считалось (и считается до сих пор), что ван де Камп просто ошибся: чтобы увидеть звездные колебания, нужны приборы, которые в то время еще не изобрели, так что у ван де Кампа их быть не могло (немногие обсерватории могут похвастаться их наличием и сегодня). Сам же ван де Камп до конца жизни стоял на том, что его измерения верны и планета у звезды Барнарда (и, возможно, не одна) действительно есть. Исследования, проведенные в 2002 году, показали, что если у звезды Барнарда и есть планеты, то их масса должна быть меньше предполагаемой ван де Кампом. Совсем недавно, в ноябре 2018 года, многолетний спор был наконец разрешен: у звезды Барнарда обнаружили каменистую экзопланету массой не менее 3 M_⊕³⁰.

Обнаружить изменение координат звезды, создаваемое планетой, невероятно сложно даже сегодня, ведь радиус колебаний звезды в этом случае сопоставим с самим звездным радиусом! Но есть еще один способ обнаружить движение далеких звезд, и связан он не с детектированием периодического изменения координат звезды, а с обнаружением периодического изменения скорости. Этот способ основан на эффекте Доплера.

О том, что изменение скорости звезды может свидетельствовать о наличии у нее планеты, писал еще Отто Струве²⁸ в 1952 году. К тому же в своей работе он произвел оценку амплитуды колебаний скорости звезды, получаемой от планеты: «Кажется, в настоящее время нет способа обнаружить объекты, соответствующие по массе Юпитеру; также нет большой надежды, что мы сможем обнаружить объекты и в 10 раз бо́льшие по массе, чем Юпитер, если они находятся на расстоянии одной или нескольких астрономических единиц от их родительских звезд. Но, похоже, нет веской причины, по которой гипотетические звездные планеты в ряде случаев не должны быть намного ближе к своим родительским звездам, чем в нашей Солнечной системе. Было бы интересно проверить, есть ли такие объекты… Не исключено, что планета может существовать на расстоянии 1/50 астрономической единицы, или около трех миллионов километров, от звезды… Если бы масса этой планеты равнялась массе Юпитера, наблюдаемая скорость родительской звезды колебалась бы в диапазоне ± 0,2 км/с»³¹.