Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв

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 Струве[28] 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.

Эффект Доплера обычно иллюстрируют с помощью примера с поездом, звук гудка которого при приближении состава становится выше, а при удалении – ниже. Высота звука зависит от воспринимаемой частоты. Звук, как известно, это волна плотности, распространяющаяся в некой среде. Когда поезд приближается, гребни звуковых волн доходят до нас чаще и, следовательно, воспринимаемая частота кажется выше. А когда поезд удаляется, гребни доходят реже и частота звука воспринимается как более низкая. Эффект Доплера характерен для любого типа волн – звуковых и световых, волн на воде.

Воспринимаемая частота света, излученного звездой, зависит от того, с какой скоростью звезда движется относительно Земли. Если она удаляется, то воспринимаемый свет, разложенный в спектр, смещается в сторону низких частот – в сторону красного цвета, – а если звезда приближается к наблюдателю, то в ее спектре преобладают оттенки синего. В Галактике есть звезды, существование планетных систем возле которых удобно обнаруживать, наблюдая, как со временем меняются их спектры, – такой способ называют методом доплеровской спектроскопии. Плоскости эклиптик планетных систем этих звезд расположены к нам как бы ребром. Вращаясь вокруг центра масс, звезда в такой системе одну половину своего годичного периода удаляется от нас, а другую – приближается. Если спектр звезды со временем меняется каким-то периодическим образом, значит, звезда движется, а потому вполне вероятно, вокруг нее есть планета или планеты. Графики, показывающие, как спектр зависит от времени, называются спектрограммами.

Но как понять, сдвинулся спектр или нет? Свет рождается в самой горячей части звезд, в ядре, во время реакции ядерного синтеза. Любопытно, что для того, чтобы пробиться сквозь толщу звездного вещества, фотонам, элементарным частицам света, часто необходимо потратить сотни тысяч и даже миллионы лет. Сегодня мы видим свет, рожденный в те времена, когда по Земле ходили еще очень далекие наши предки. В ядре свет генерируется на всех возможных частотах, но, когда он проходит через более холодные наружные слои звезды, в спектре образуются линии поглощения, соответствующие химическим веществам звездной атмосферы. Если линия поглощения сместилась с того положения, где она была некоторое время назад, это говорит о том, что сместилась частота, а значит, звезда движется. Если же удастся увидеть синусоидальное смещение линий поглощения в спектре звезд – это будет свидетельством кругового движения звезды вокруг центра масс ее планетной системы.

Наиболее эффективным способом обнаружения экзопланет стал транзитный метод, именно так искал планеты «Кеплер» и так продолжает искать и исследовать их следующее поколение космических телескопов: COnvection ROtation and planetary Transits, или COROT, Transiting Exoplanet Survey Satellite, или TESS, и CHaracterising ExOPlanets Satellite, или CHEOPS. Идея транзитного метода самая простая из рассмотренных, но именно поэтому она требует невероятно точной техники. Суть в том, что вместо изучения спектров звезд следить нужно за их блеском – грубо говоря, за количеством принимаемых телескопом в единицу времени фотонов. Если у звезды есть планета, то периодически она заслоняет небольшую площадь звездного диска и звезда ненадолго тускнеет для наблюдателя.