Звезда Барнарда
В конце XIX века в США каждое открытие кометы приносило его автору по 200 долларов. Поиском комет подрабатывал и Э. Барнард. В 1916 г. он случайно обнаружил необычную слабую красную звездочку 11-й величины, главной особенностью которой было относительно быстрое движение по небу (10" в год). Происходит это из-за ее близости к нам (6 световых лет) — это четвертая по удаленности от Солнца звезда.
В 1938 г. известный американский астроном Ван де Камп начал изучать движение звезды Барнарда, используя измерения ее точного положения относительно других звезд (астрометрический метод). Накопив к началу 60-х годов примерно 2000 снимков положений звезды, он стал утверждать, что след звезды образует слабую волнистую линию. Такие колебания могут возникать под действием обращающейся вокруг нее планеты. Чем массивнее планета и чем меньше масса звезды, тем заметнее периодические колебания в ее движении. Из данных де Кампа следовало, что возмущения в движении вызывает планета размером с Юпитер или больше и примерно с его же орбитой.
В дальнейшем де Камп говорил уже о двух планетах с периодами 12 и 26 лет. Успехам его идей способствовало и то, что он был приятным человеком, умел владеть аудиторией и вызывал симпатию как у коллег, так и у журналистов и слушателей. Его сообщения вызывали большой интерес у публики, и лишь немногочисленные скептики относились к ним с недоверием.
Среди скептиков был и американец И. Вегман, один из близких коллег де Кампа. Его имидж не отличался таким блеском, как у де Кампа, и он был, как говорят, весьма застенчив. Он провел независимые наблюдения и не нашел никаких колебаний в движении звезды Барнарда. Однако публиковать свои результаты Вегман не стал.
В этой истории участвовало еще несколько ключевых фигур, но главным стал Джордж Гейтвуд, молодой аспирант обсерватории Алледжени (США), которому в 1971 г. предложили в качестве диссертационной темы исследование движения звезды Барнарда. Гейтвуд с участием других сотрудников разработал и изготовил новый астрометрический прибор, который автоматически определял положения звезд на фотографии, тем самым в значительной мере исключив из наблюдений человеческий фактор. Когда удалось собрать достаточное количество снимков, полученных независимо на двух обсерваториях, компьютерная программа обработки была пущена в ход. У громоздкого и грохочущего принтера 70-х годов столпились сотрудники.
"Все произошло очень быстро, — рассказывал Гейтвуд. — Мы смотрели на выползавшую из принтера распечатку, не зная, какая из них относится к звезде Барнарда. И вот появилась звезда с возмущениями около 30 мсек дуги. Я оживился. Бог мой, вот она! Мы нашли! Фантастика! Мы столпились, разглядывая, обсуждая, и тогда я увидел номер звезды. Это была не звезда Барнарда! Это была двойная звезда с возмущающим компаньоном". Далее они увидели, наконец, ровный, без всяких колебаний, след звезды Барнарда. Никаких планет!
Де Камп провел много других полезных исследований, но до конца своих дней ученый настаивал на существовании планет у звезды Барнарда. Умер Де Камп в 1995 г., в год открытия первой подлинной экзопланеты у звезды 51 Пегаса. А Гейтвуд в дальнейшем значительно усовершенствовал свой метод и опроверг множество других сообщений об экзопланетах, за что получил прозвище "закрыватель планет". Но теперь за ним числится и открытие: планета у звезды Лаланд 21185.
Нейтронная звезда
Одновременно с астрометрическими приключениями звезды Барнарда появились сообщения об открытии экзопланет там, где искать их никому не приходило в голову: у нейтронных звезд — пульсаров.
Большинство известных пульсаров сосредоточены вблизи галактического диска. Некоторые из них входят в двойные и даже кратные системы. В этом случае, если орбита пульсара расположена удачно для наблюдателя, в его излучении возникают периодические доплеровские сдвиги частоты, как у обычных двойных звезд: длина волны и период импульсов увеличиваются, когда источник удаляется, и уменьшаются, когда он приближается. Источник как бы отстает или догоняет собственное излучение. Понятно, что точно такие же сдвиги могут возникнуть и под действием планеты.
В 1991 г. радиотелескоп "Аресибо" был остановлен на частичный ремонт. Его огромная 300-метровая параболическая антенна неподвижна, поэтому основной режим работы этого инструмента — пассажный, т.е. регистрация радиоизлучения от источников возможна только тогда, когда они проходят через его диаграмму направленности.
Американскому радиоастроному, недавнему эмигранту из Польши, Алексу Вольцшану в период проведения ремонта телескопа было предоставлено время для поиска пульсаров, расположенных высоко над плоскостью Галактики. Вскоре ему удалось обнаружить в созвездии Змеи систему из двух нейтронных звезд, одна из которых является пульсаром. Но настоящей удачей Вольцшана была находка слабого пульсара PSR В1257+12 с периодом 6.2 мс, находящегося очень далеко, на расстоянии 1300 световых лет от Земли.
По ряду причин пульсары весьма удобны для исследования межзвездного пространства, и существуют специальные математические модели, которые позволяют получить сведения о межзвездной среде именно путем обработки данных о пульсаре. Но PSR В1257+12 такой обработке никак не поддавался. Поэтому Вольцшан попросил своего коллегу Дейла Фрейла (из другой радиообсерватории) провести дополнительные измерения, чтобы независимо проверить свои результаты. Они подтвердились.
Неизвестно, пришла бы к Вольцшану идея поискать объяснения в возможном присутствии у пульсара планеты, если бы до него английский ученый Андрью Лин не выступил в печати с сообщением об открытии планеты у другого пульсара, PSR В1829-10. Его статья в журнале Nature появилась 25 июля 1991 г. вместе с крупным заголовком, вынесенным на обложку: "Первая планета вне Солнечной системы". У Лина были те же проблемы с обработкой данных, но когда он догадался включить в модель пульсара периодическое воздействие, создаваемое массивной планетой, все стало на место. Странным был, однако, период планеты: ровно половина земного года. Ну, да всякие бывают совпадения.
У Вольцшана с Фрейлом тоже дела быстро пошли на лад, когда они включили такое же периодическое воздействие от массивной планеты. Еще лучше получилось с включением не одной, а двух планет. Осенью 1991 г. на научную конференцию были представлены два доклада: Лина и Вольцшана. За несколько дней до того Лин еще раз проверил свои результаты, уже с новой программой обработки, и планета — о, ужас! — исчезла. Ошибку вызывало, по-видимому, годичное движение Земли. Тем не менее, оба сделали свои доклады, причем Лин сообщил об ошибке.
В 1993 г. Вольцшан объявил, что у пульсара PSR В1257+12 оказалось даже три планеты. Поразительно, что все они находятся на расстояниях от пульсара, точно пропорциональных (но не равных) расстояниям от Солнца Меркурия, Венеры и Земли, т.е. удалены в том же отношении 0.39/0.72/1.0. Массы планет довольно значительны — 0.2, 4.3 и 3.6 земной, а периоды составляют 25, 67 и 98 суток. Это странный мир кромешной тьмы и яростных потоков электронов, позитронов и гамма-излучения, обрушивающихся на планеты 160 раз в секунду. Разумеется, было бы наивно думать о жизни на таких планетах. Интереснее другое — откуда там вообще взялись планеты? Предположение, что они существовали у звезды до взрыва и сохранились, не проходит по нескольким причинам. После взрыва планеты должны были бы оказаться внутри газовых оболочек звезды. Но даже если бы они и сохранились, пусть в сильно обожженном виде, удержаться на своих орбитах они бы не смогли, т.к. после взрыва масса звезды резко уменьшается.
Одно из возможных объяснений природы планет у пульсара PSR В1257+12 связано с его быстрым вращением (пульсар достаточно старый и должен быть медленным). Предполагается, что рядом с ним существовала другая звезда, вещество которой постепенно перетекало к пульсару, все ускоряя его вращение, а остатки звезды конденсировались в планеты. Ныне такой звезды нет: ее вещество полностью поглощено пульсаром.
По-видимому, Вольцшану здорово повезло. С тех пор ни одного полностью подтвердившегося открытия планет у других пульсаров не состоялось, несмотря на наличие некоторых интересных кандидатов.
51 Пегаса и другие
Наблюдения доплеровского смещения частоты (или длины волны), разумеется, возможны и в оптическом диапазоне — путем слежения за изменением положения многочисленных спектральных линий звезды относительно спектральных линий лабораторного источника (метод лучевых скоростей или доплеровского сдвига). Предельными возможностями этого метода, существующего уже сотню лет, обычно считали скорости примерно 500 м/с, что для обнаружения планет совершенно бесперспективно (например, орбитальная скорость Солнца под действием Юпитера составляет всего лишь 12.5 м/с).
И метод лучевых скоростей, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, которые ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета, при этом орбитальная скорость звезды становится ничтожно малой, а наблюдения растягиваются на несколько десятилетий. Метод лучевых скоростей, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. Исследователи исходили обычно из массы и периода Юпитера. Никто не предполагал, однако, что тело может быть настолько близким к звезде...
В начале 90-х годов, стремясь улучшить чувствительность метода доплеровского сдвига, несколько групп ученых в разных концах Земли одновременно занялись его усовершенствованием. В Канаде Б. Кэмпбелл и Г. Уолкер сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Методом наложения они сравнивали положение линий в спектре звезды с лабораторным спектром паров фтористого водорода (плавиковой кислоты). Последний, однако, крайне неудобен для работы из-за высокой токсичности. Такой же прорыв, но без использования ядовитых веществ, сумели осуществить в Швейцарии сотрудник Женевской обсерватории Мишель Майор и его аспирант Дидье Квелоц. В разработанном ими спектрометре был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В наблюдениях на французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они сумели получить предельную чувствительность 13 м/с! Используя свой спектрометр, в 1994 г. они приступили к поиску планет у 142 солнцеподобных звезд из сравнительно близкого окружения Солнца.
Другая группа ученых из Университета Сан-Франциско (США) к этому времени уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. Джеффри Марси начал поиск планет в 1987 г. Он использовал идею канадцев, но по предложению своего аспиранта Пола Батлера фтористый водород был заменен йодом. В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных полос и линий звезд. Расчеты показывали, что чувствительность метода будет прекрасной, но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта обработка результатов становится очень трудоемкой. По расчетам чувствительность нового метода должна была составить 10 м/с. Однако практические результаты поначалу были довольно безрадостными.
6 лет Марси и Батлер дорабатывали и совершенствовали программы обработки. Так продолжалось, пока в 1994 г. с помощью Стива Вогта они не заменили оптику спектрометра на телескопе Ликской обсерватории, где выполнялись наблюдения. И сразу же произошел перелом: им удалось довести порог чувствительности до 3 м/с. Это вполне позволило бы воображаемому наблюдателю, удаленному от нас на 30 световых лет, обнаружить Юпитер по его влиянию на Солнце. Однако накопленные материалы наблюдений требовали нескольких лет компьютерной обработки. Чтобы ускорить дело, астрономы резко сократили число регулярно наблюдавшихся звезд со 120 до 25. Среди отброшенных была и звезда 51 Пегаса, потому что в Йельском каталоге ярких звезд она ошибочно значилась как нестабильный субгигант, не относящийся к солнечному типу. Как оказалось, эта ошибка в каталоге стала для Марси и Батлера роковой...
Тем временем у швейцарских исследователей Майора и Квелоца метод давал результат сразу. Но через несколько месяцев после начала работы что-то не заладилось с 51 Пегаса. В течение нескольких ночей довольно значительная часть лучевой скорости звезды меняла знак, изменяясь на 60 м/с. "Спектрометр новый, наверное с ним что-то не в порядке", — предположил Майор. Но уже в декабре 1994 г. в руках у исследователей оказалась четкая синусоидальная кривая изменения скорости звезды с периодом всего 4.2 дня! То есть планета должна быть чем-то вроде Юпитера, но быть на орбите в 8 раз ближе к звезде, чем Меркурий. Но как такое может быть?
Не желая оказаться в незавидном положении, Майор и Квелоц решили не публиковать свое открытие, а проверить его еще раз. Время на это было: в марте 1995 года Пегас ушел за Солнце, и до возобновления наблюдений оставалось 4 месяца томительного ожидания. Июльские наблюдения подтвердили первоначальные результаты, последние сомнения рассеялись, и ученые устроили домашнее торжество с шампанским и тортом. Квелоц рассказывал: "Это было сумасшедшее время. Мы волновались, но испытывали некоторую скованность перед психологическим шагом, который необходимо было сделать: найдена первая планета, обращающаяся вокруг нормальной звезды. Но планета совершенно необычная — намного ближе к своему солнцу, чем кто-либо мог предположить. Поэтому было очень, очень трудно убедить себя, что это — планета, а не пульсации звезды, или ее вращение, или что-то еще".
Забегая вперед, надо сказать, что именно с такой критикой (пульсации, а не экзопланета) в 1997 г. в журнале Nature выступил канадский астрофизик Д. Грей. Но после оживленного обсуждения специалисты пришли к выводу, что любые пульсации атмосферы звезды не могут дать столь строгую и правильную периодичность. По той же причине не проходит и предположение о возможных пятнах на звезде.
Осенью 1995 г. на конференции в Италии Майор и Квелоц доложили о своем открытии, о странной близости планеты к звезде и ее большой массе. Надо сказать, что метод радиальных скоростей фактически дает оценку не самой массы М, а величину Mxsini. Правильность оценки массы экзопланеты зависит от угла ι, который образует нормаль к плоскости ее орбиты с направлением на наблюдателя.
Для планеты у 51 Пегаса наиболее вероятная масса составляет половину массы Юпитера, а из-за близости к звезде температура ее поверхности превышает 1000°, за что в дальнейшем этот тип планет получил название "горячие юпитеры". Открытие, конечно, вызвало сенсацию, но критики тут же отметили, что такая планета, по ряду причин, просто не могла образоваться. Интересно отметить, однако, что развитие теории происхождения Солнечной системы привело в последнее время к более радикальному выводу: непонятно, как Юпитер образовался и почему он находится там, где мы сейчас его наблюдаем...
Докатившаяся вскоре до Марси и Батлера новость стала громом с ясного неба. У них как раз шли наблюдения, и последующие 4 ночи они посвятили столь опрометчиво оставленной ими 51 Пегаса. Сомнений не было: швейцарцы правы. Огорчению Марси и Батлера не было границ. Они были очень расстроены и даже потеряли сон: столько лет работы, а первенство досталось другим. После публикации в местных масс-медиа они вскоре имели "большую прессу", телевидение их показывало на всю страну. Постепенно швейцарцы вообще как-то отошли на второй план, лишь в конце газетных и других публикаций упоминалось, что швейцарские исследователи тоже обнаружили экзопланету.
Майор и Квелоц, понятно, не обрадовались. Но они были вынуждены молчать. Дело в том, что хотя публикация в Nature и закрепляет приоритет, требования редакции запрещают распространяться о содержании находящейся в печати статьи. Поэтому на все обращения журналистов они зло и мрачно отмалчивались, видя как лавры открытия достаются другим.
Что же касается Марси и Батлера, то им срочно предоставили время на самых мощных компьютерах. За последующие 6 месяцев они обработали накопленные за 8 лет материалы о 107-и звездах. Им удалось выделить 6 "подозрительных" звезд, причем одна из них, 16 Лебедя В, одновременно была найдена группой У. Кохрана (США).
В 1998 году Марси и Батлер сообщили об обнаружении еще восьми планетных компаньонов звезд с массами менее семи масс Юпитера, а в настоящее время список светил, имеющих собственные планетные системы, перевалил уже за три десятка. К поиску планет подключаются новые группы исследователей, для этих целей выделяется время на крупных телескопах, так что мы можем быть уверены в том, что в ближайшие годы количество известных экзопланет увеличится в несколько раз. К сожалению, в этом списке вряд ли появятся планеты, подобные нашей Земле — для таких поисков нужны новые подходы, новые методы, новое оборудование. До этого еще очень далеко, но работа в этом направлении уже проводится. Идут эксперименты в области оптической интерферометрии, рассматриваются проекты крупных космических интерферометров. А недавно руководитель NASA Д. Голдин сказал о желании "построить гигантский, размером с милю (1609 м) космический телескоп, который был бы способен различать на землеподобных планетах у других звезд горы и океаны...".
