звезд, чем звезды до них?

Крайне любопытно: что они там найдут? Часть – пока малую – ответа на этот вопрос можно получить уже сегодня.

То, что звезды – это далекие солнца, стало известно довольно давно. Если в XVI веке еще было много сомневающихся, и среди них великий наблюдатель Тихо Браге, то в «просвещенном» XVIII столетии таковых практически не осталось. После того как в середине XIX века были измерены параллаксы некоторых звезд, картина окончательно прояснилась: наше Солнце – лишь одна из великого множества звезд, расположенных чаще всего на больших расстояниях друг от друга.

Солнце имеет планеты. Почему бы и другим звездам не быть окруженными планетными семьями? Что мешает такому предположению? Разве что пресловутый «антропный принцип» мог бы ему помешать, но, во-первых, он не был еще сформулирован, когда люди задумались о планетах возле других звезд, а во- вторых, этот принцип разумно привлекать лишь в том случае, когда никакие мыслимые наблюдения и эксперименты не могут прийти на помощь, скажем, в вопросе «почему основные физические константы имеют именно такое численное значение, а не другое?». Что до планет возле других звезд, то еще сто лет назад стало ясно, что их обнаружение хотя и чрезвычайно затруднено, более того, невозможно при существовавших тогда средствах наблюдения, но в будущем – как знать?

Для писателей-фантастов планеты возле других звезд были такой же обыденностью, как Луна или Венера. Некоторые описывали гигантские звезды, окруженные сотнями планет, – и не очень-то напрягали при этом фантазию. Обыкновенная экстраполяция. Самое интересное, что с позиций современной науки в таком предположении нет ничего фантастического: ведь массивная звезда образуется из очень массивного газово-пылевого облака, причем собственно в звезду превращается лишь часть его (тем меньше в процентном отношении, чем массивнее звезда), а остальное либо выметается прочь световым давлением и рассеивается в пространстве, либо конденсируется в спутники, которые могут быть даже звездами, а уж планетами и подавно. Во всяком случае, вещества для формирования планет вокруг массивных протозвезд более чем достаточно. Напротив, при формировании маломассивных красных и коричневых карликов почти все вещество протозвездного облака уходит на создание звезды, и для планет, во всяком случае крупных, может просто не хватить «строительного материала». Положение меняется, когда маломассивная протозвезда является спутником более массивной протозвезды-соседки, окруженной достаточно плотным газово-пылевым диском, – тогда процесс формирования планет у маломассивной звезды будет сходен с процессом формирования спутников крупных планет Солнечной системы, скажем, Юпитера.

В целом процесс формирования планет при формировании звезд есть, по-видимому, процесс неизбежный, и чисто умозрительные построения мыслителей ушедших веков (Джордано Бруно и др.) о множественности миров получили полную поддержку со стороны современной нам науки, что бывает нечасто. Но каким образом могла бы быть открыта планета у одной из ближайших звезд?

Тем же самым, каким в XIX и XX веках были открыты невидимые спутники звезд, слишком массивные, чтобы быть планетами. Понятно, что методы измерений физических характеристик звезд постоянно совершенствуются, это банальность. Чуть-чуть меньшая банальность – то, что совершенствование методов позволило совершить качественный скачок и выявлять на расстояниях в десятки и сотни световых лет уже не тусклые звезды-спутники, а планеты.

Способов три основных и два с крайне ограниченным применением. О некоторых уже говорилось выше, но повторить будет не вредно. Итак, первый из основных способов: выявление волнообразности линии собственного движения звезды. Второй: выявление периодического смещения спектральных линий вследствие ускорения либо замедления движения звезды под действием притяжения планеты (или планет). Третий: обнаружение периодического уменьшения светимости звезды при прохождении планеты по ее диску – совсем как в затменно-переменных звездах. Этот способ годится лишь в том случае, если направление на звезду практически совпадает с плоскостью ее орбиты – или орбита планеты очень мала.

Но именно третьим способом было открыто множество экзопланет – так называют планеты, обращающиеся возле других звезд (от греческого «экзо» – «вне», «снаружи»). Увидеть или сфотографировать их с помощью телескопа крайне сложно, вот и приходится «ловить» периодические слабые колебания яркости звезды. Проблема визуального обнаружения заключается и в слабости самой планеты, и, главное, в ореоле вокруг звезды. Планета попросту тонет в нем. Даже при самых благоприятных атмосферных условиях или, допустим, при наблюдениях из космоса звезда никогда не бывает точкой. Ее изображение, даваемое телескопом, всегда состоит из центрального пятна и окружающих его концентрических колец Эри, быстро слабеющих по мере удаления от центрального пятна. На пятно в идеальном (практически недостижимом) случае приходится 84 % света звезды, а остальное – на кольца. (Чем хуже оптика телескопа, тем шире кольца и тем больше света «перекачивается» в них из центрального пятна.) Таковы законы оптики, спорить с ними бесполезно. Угловые размеры пятна и колец зависят лишь от апертуры оптического инструмента. Апертуру телескопа (иногда называемую входным отверстием и часто – диаметром объектива, хотя для некоторых оптических систем апертура не равна диаметру объектива) нельзя увеличивать до бесконечности – этому помешают технологические и финансовые причины. Но можно применить оптическую интерферометрию, когда два или более разнесенных телескопа объединены в систему. Технологически это очень непросто, но возможно. Например, телескоп VLT (Very Large Telescope), построенный в пустынном чилийском высокогорье, состоит из четырех 8,2-метровых зеркал, способных работать как порознь, так и совместно. Разрешающая способность такой системы определяется уже не апертурой одного зеркала, а базой – расстоянием между зеркалами. С помощью оптической интерферометрии «ловцы» экзопланет пытаются увидеть то, что никакими другими способами увидеть не удается. В последние годы это начало получаться, но пока очень редко. Вдобавок оптическая интерферометрия – пока еще не способ открыть экзопланету, а лишь возможность увидеть экзопланету, открытую другим способом.

Четвертый способ, имеющий гораздо более ограниченное применение, чем затменный, основан на эффекте гравитационного микролинзирования. Из общей теории относительности следует, что в поле тяготения световые лучи должны искривляться, как траектория стального шарика, пущенного по полу и прокатившегося по пологой ямке между ее краем и центром. Метод гравитационного линзирования широко применяется для исследования самых дальних областей Вселенной, когда гравитационная линза (скажем, далекая галактика, едва-едва заметная в крупнейшие современные телескопы) повышает яркость объекта (скажем, очень далекого квазара), находящегося далеко за линзой, и делает возможным его обнаружение. Гравитационное микролинзировaние – в принципе то же самое, но на меньших расстояниях и с меньшими массами гравитационных линз. В качестве линзы может выступать, например, обыкновенная звезда.

Метод обнаружения экзопланет при помощи гравитационного микролинзирования сродни проверке качества оптики телескопа по реальному небу. Исследователей не слишком интересует то, что находится за линзой, – лишь бы там находилось что-нибудь излучающее (например, галактика). Исследованию подлежит сама звезда, являющаяся гравитационной линзой. Если у этой звезды имеются планеты, то их можно обнаружить по несимметричности кривой блеска и некоторым другим эффектам. Приятно, что этот метод чувствителен к планетам малой массы, вплоть до земной. По состоянию на сентябрь 2011 года этим методом открыто 13 экзопланет.

Наконец, пятый способ и вовсе экзотический. Он годится только для поиска планет, обращающихся вокруг нейтронных звезд, причем не всех из них, а только тех, которые являются пульсарами. Нейтронная звезда образуется при взрыве сверхновой, причем опять-таки не всякой сверхновой. При взрыве звезды ее внешние слои разлетаются с большой скоростью во все стороны, образуя характерную расширяющуюся туманность, а ядро, согласно теоретическим моделям, может превратиться либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру, либо ядро вообще разрушится, и тогда на месте звезды не останется просто ничего. Конкретный сценарий взрыва зависит прежде всего от массы звезды. В нейтронные звезды превращаются ядра сравнительно небольшой массы.

Что такое нейтронная звезда? Это весьма небольшой объект с характерным радиусом всего-навсего 10 км при типично звездной массе, состоящий преимущественно из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов. В начале своей жизни нейтронная звезда чрезвычайно сильно намагничена и бешено