Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв

Уильям Хаггинс

Астрономы сражались даже за минимальное уточнение измерений. К 1900 году точность измерения радиальных скоростей составляла уже единицы километров в секунду (в основном за счет измерения скоростей туманностей – космических объектов, содержащих множество звезд, обладающих примерно одинаковыми радиальными скоростями).

В течение первых 70 лет XX века астрономы совершенствовали классические методы измерения спектров. И в 1967 году наконец произошло кое-что интересное: Роджер Гриффин из Кембриджского университета впервые использовал новую технику для определения радиальных скоростей звезд и достиг успеха45. Основная идея состояла в том, чтобы совместить спектрограф с системой, измеряющей сдвиги нескольких спектральных линий одновременно (за 14 лет до этого, в 1953 году, эту идею предложил британский ученый Питер Филгетт). Гриффин измерил спектр одной из ярчайших звезд – красного гиганта Арктур – и изготовил специальную маску-шаблон с 240 прорезями на месте линий поглощения в этом спектре. Затем он направлял телескоп на другую звезду, температура поверхности и, соответственно, спектральный тип которой не слишком отличались от температуры и спектрального типа Арктура. Положение маски с помощью микрометрического винта настраивалось таким образом, чтобы прорези максимально точно совпали с линями поглощения исследуемой звезды. При идеальном совмещении свет бы практически не проходил через маску, но, очевидно, такого быть не могло, так как радиальная скорость и спектр любой из звезд должны отличаться от этих же характеристик Арктура. Однако, если найти такое положение маски, при котором она пропускает минимальное количество света, можно вычислить значение относительной разности радиальных скоростей исследуемых звезд.

Через два года после начала работы со спектрографом, в 1969 году, Гриффину удалось достигнуть погрешности в ±640 м/c при измерении радиальной скорости звезд. Вдохновленные его успехом, Андре Баран и Мишель Майор в 70-х годах разработали более совершенный прибор, работающий по тому же принципу (их метод получил название «метод взаимной корреляции»). В 1977 году в Марсельской обсерватории они представили новый спектрометр CORAVEL, обладавший бо́льшими техническими возможностями, чем спектрометр Гриффина (в том числе благодаря использованию нового компьютера), и имевший погрешность уже ±150–250 м/c46. Прибор работал со звездами солнечного типа, и поэтому значения скоростей находились относительно скорости Солнца. Было изготовлено две копии спектрометра: одна для обсерватории Верхнего Прованса, а другая для датского телескопа в обсерватории Ла-Силья в Чили. Эти приборы стали самыми эффективными спектрометрами своего времени. С их помощью сделали много открытий, касающихся двойных и переменных звезд, звезд в Магеллановом облаке[33] и шаровых скоплениях. Также удалось выяснить, что коричневые карлики[34] – довольно распространенные объекты, часто находящиеся на орбитах вокруг других звезд.

Метод измерения сдвигов в спектре звезд, который использовал Гриффин, вообще говоря, не позволял отличить инструментальные и атмосферные погрешности от особенностей спектров звезд. Но решение нашлось довольно быстро. Было известно, что газы, составляющие земную атмосферу, формируют в попадающем в телескоп свете от космического источника уникальный рисунок из линий поглощения, называемых теллурическими. И в 1973 году для измерения радиальных скоростей звезд в качестве эталона длины волн решили использовать теллурические линии молекулярного кислорода – относительно него и начали вычислять доплеровские сдвиги в спектрах звезд47. Реализация этого недорогого и легко осуществимого метода позволила увеличить погрешность измерения радиальных скоростей звезд примерно до ±20 м/с.

На полученный от звезды свет, помимо инструментальных, накладывались искажения от переменчивой, находящейся в вечном движении атмосферы. Теллурический метод не позволял устранить дрожание земной атмосферы, что оказывало значительное влияние на точность измерений. Но если использовать естественную атмосферу нельзя, то, конечно же, необходимо создать собственную! Делается это следующим образом: берется герметичная стеклянная ячейка, наполняется нужным газом и размещается на оптическом пути света, падающего в телескоп, непосредственно перед щелью спектрографа. В итоге получается стабилизированная по температуре безветренная «атмосфера» с постоянным спектром, линии поглощения которой служат эталоном длины волн. Наличие такой «линейки» позволяет еще точнее определять смещение спектральных линий в принимаемом свете звезд.

Первыми, кто использовал газовые ячейки для определения радиальных скоростей звезд, были канадские ученые Гордон Уокер и Брюс Кэмпбелл, недавно защитивший докторскую диссертацию[35]. Для своих исследований они выбрали 3,6-метровый телескоп на Гавайях с традиционно неприхотливым названием Canada – France – Hawaii Telescope («Телескоп Канада – Франция – Гавайи»), или CFHT[36]. В 1979 году Уокер и Кэмпбелл предложили использовать в качестве эталона длины волн линии поглощения фтористого водорода48. Работать с фтористым водородом из-за его токсичности было небезопасно, но оно того стоило! Погрешность измерения радиальных скоростей теперь составляла ±15–25 м/c, и на нее никак не влияла переменчивая атмосфера Земли. Для сравнения: амплитуда колебания радиальной скорости движения Солнца, вызванная взаимодействием с Юпитером, составляет около 13 м/с. Если бы Юпитер имел чуть бо́льшую массу или находился чуть ближе к Солнцу, амплитуда колебания радиальной скорости Солнца как раз попадала бы в «рабочий диапазон» спектрометра на телескопе CFHT. Это означает, что прибор, построенный Уокером и Кэмпбеллом, потенциально мог обнаруживать экзопланеты массой в несколько масс Юпитера. Гонка началась!

Благодаря методу доплеровской спектроскопии можно не только обнаруживать звезды, обладающие планетными системами, но и получать важную информацию об их планетах. Давайте считать, что у звезды вращается только одна планета. Наличие других планет принципиально ничего не изменит, но увеличит длину формул для расчетов. Итак, для начала нужно вычислить массу родительской звезды и расстояние между Солнцем и этой звездой, а затем искать массу планеты и параметры ее орбиты. Расстояние до относительно близкой звезды проще всего находить, измеряя годичный параллакс (большую полуось земной орбиты делим на параллакс). Световой поток слабеет пропорционально квадрату пройденного расстояния, а следовательно, легко определяется светимость звезды. Ну а масса звезд пропорциональна их светимости, поэтому тоже легко находится. Получив основные характеристики звезды, астрономы вычисляют характеристики планеты.