И Шкловский - Вселенная, жизнь, разум
Многолетние наблюдения ван де Кампа привели к открытию у этой звездочки невидимого спутника рекордно малой массы. На протяжении 25 лет американский астроном получил около 2000 фотографий этой звезды. Годичному собственному движению исследуемого объекта соответствовало смещение положения изображения на фотографии на 0,546 мм. Тщательные измерения "траектории" звезды Барнарда по отношению к соседним звездам позволили обнаружить волнообразный характер движения.
На рис. 41 приведены усредненные результаты этих измерений по двум небесным координатам - прямому восхождению и склонению. Из этого рисунка отчетливо видны периодические колебания собственного движения звезды Барнарда, причем период близок к 24 годам. Для того чтобы почувствовать малость измеряемого эффекта, на рис. 41 в верхнем правом углу приведен масштаб, равный 0,01". Такие периодические изменения собственного движения могут быть объяснены наличием "легкого" невидимого спутника. Зная массу звезды и период обращения, можно определить из третьего закона Кеплера большую полуось орбиты спутника, которая оказывается равной 4,4 астрономической единицы. На таком расстоянии полуось орбиты была бы видна под углом 2,4". Сама звезда движется с тем же периодом вокруг центра масс системы, причем максимум ее углового смещения должен быть во столько раз меньше 2,4", во сколько раз ее масса больше. Отсюда следует, что масса невидимого спутника должна быть почти в 100 раз меньше, чем масса самой звезды Барнарда.
Это значит, что его масса составляет 0,0015 солнечной массы и всего лишь в 1,5 раза больше массы Юпитера! Увы! Этот увлекательный результат сейчас оспаривается. Не исключено, что он обусловлен какой-нибудь периодической ошибкой винтов измерительного инструмента. Во всяком случае другие исследователи пока не подтвердили открытие ван де Кампа.
Если это открытие подтвердится, то, скорее всего, невидимый спутник звезды Барнарда - это большая планета, очень похожая на Юпитер. Она не может быть самосветящимся объектом, а светит только отраженным светом своего маленького красного "солнца". При таких условиях его видимая звездная величина составляет около 30, в то время как видимая величина самой звезды Барнарда равна 9,5. Нет никакой надежды при помощи современных методов астрономии непосредственно наблюдать спутник звезды Барнарда. На рис. 42 приведена орбита спутника этой звезды. Окружность (штриховая линия) соответствует величине изображения звезды Барнарда при средних условиях наблюдений.
Если бы открытие ван де Кампа подтвердилось, оно доказывало бы огромную распространенность планетных систем во Вселенной, ибо даже у самой близкой к нам звезды имеется планетная система. Правда, налицо одно существенное различие между нашей планетной системой и системой звезды Барнарда: спутник последней движется по резко эллиптической орбите, между тем как большие планеты Солнечной системы движутся по почти круговым орбитам. Пока неясно, является ли это различие принципиальным. Еще раз, однако, подчеркнем, что открытие ван де Кампа пока не подтверждено.
Вполне естественно считать, что кратность звезд и наличие планетных систем суть одно и то же явление. В этой связи отметим, что согласно исследованиям американского астронома Койпера среднее расстояние между компонентами двойных звезд около 20 астрономических единиц, что близко к размерам Солнечной системы.
В пользу вывода о том, что кратные звездные системы и планетные системы это, по существу, одно и то же явление, говорит статистический анализ проблемы. В начале этой главы мы писали, что по разным оценкам от 30 до 50% всех звезд входят в состав кратных систем. Эти оценки, однако, страдают одним существенным дефектом: они не полны и отягощены наблюдательной селекцией. Главная ошибка при таких подсчетах - трудность наблюдения пары, у которой масса одной компоненты значительно больше, чем второй. Об этом уже шла речь выше, при анализе проблемы невидимых спутников звезд. Недавно американские астрономы Абт и Леви выполнили тщательное исследование кратности у 123 ближайших к нам звезд солнечного типа.
Все эти звезды, видимые невооруженным глазом, находятся в северном полушарии неба и удалены от Солнца на расстояния, не превышающие 85 световых лет, так что речь идет о наших ближайших соседях. Так как выбранные звезды достаточно ярки, их можно было самым тщательным образом исследовать с помощью спектрографа с высокой дисперсией на 2,1-метровом рефлекторе Национальной обсерватории Китт Пик (Аризона). В результате этих исследований оказалось, что из 123 выбранных звезд 57 оказались двойными, 11 - тройными и 3 - четверными. Таким образом, около 60% всех звезд солнечного типа оказались кратными. Но в действительности этот процент должен быть выше, ибо, как это уже подчеркивалось, по причинам чисто наблюдательным, мало массивные компоненты непосредственно наблюдать было невозможно. Чтобы учесть системы с мало массивными компонентами, Абт и Леви на основе полученного ими наблюдательного материала построили зависимость числа пар от отношения масс компонент. Эта зависимость строилась для разных периодов обращения звезд - см. рис. 43. Из этого рисунка видно, прежде всего, что для длинных (> 100 лет) и коротких периодов эта зависимость получается разной. В то время как для коротких периодов число пар по мере уменьшения отношения масс главной звезды и ее спутника медленно убывает, для длинных периодов получается обратная картина. Таким образом, имеются как бы два типа кратных звездных систем. Не вдаваясь в обсуждение этого явления (что будет сделано в гл. 9); обратим здесь внимание только на то, что кривые для малых периодов допускают экстраполяцию вплоть до самых малых, пока еще не наблюдаемых, отношений масс компонент. И вот оказывается, что если экстраполировать кривые до значения этого отношения M2/M1 = 1/100, то можно ожидать еще 20 пар, а если экстраполировать до M2/M1 = 0, то добавится еще 25. Следовательно, полное количество двойных систем будет почти точно равно 123! Другими словами, если учитывать достаточно малые значения отношения M2/M1, то получится, что практически все звезды солнечного типа либо кратные, либо окружены семьей планет.
Если условно положить, что наибольшая масса планеты равна 10-3 M? (Юпитер!), то получится, что ~ 10 % всех звезд типа Солнца имеют планетные системы. По нашему мнению, несмотря на сравнительную бедность использовавшегося статистического материала, исследования Абта и Леви являются лучшим из всех существующих обоснованием множественности планетных систем для звезд солнечного типа.
Рассмотрим теперь вопрос о происхождении кратных звездных систем. В свое время большое распространение имела гипотеза деления одной первоначальной звезды на две компоненты. Причиной деления могло быть очень быстрое вращение звезды. Под действием центробежной силы поверхность быстро вращающейся звезды перестает быть сферической. Расчеты показывают, что при некоторых идеализированных условиях быстро вращающееся тело приобретает характерную грушевидную форму, а при еще более быстром вращении оно может потерять устойчивость и распасться на две части.
