Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв

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 Галилей[27], 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.