Владимир Сурдин - Разведка далеких планет
Рис. 6.5. Взаимное движение звезды и планеты. Центр масс системы «звезда + планета» движется прямолинейно (пунктир). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс по подобным орбитам в противофазе (вверху). Наблюдая звезду, можно заметить ее «покачивания», указывающие на присутствие планеты.
Измерение скорости звезды
Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер — Солнце, имеющую отношение масс 1:1 000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V=13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.
Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos α, где α — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (M) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (M×cos α).
Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол а близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет — карликов.
Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980–х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.
Таблица 6.3
Астрометрические (угловые) и доплеровские колебания Солнца под влиянием планет
Планета Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с Планета Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с Меркурий 0,00002 0,008 Сатурн 0,89 2,8 Венера 0,00058 0,086 Уран 0,27 0,3 Земля 0,00098 0,089 Нептун 0,51 0,3 Марс 0,00016 0,008 Плутон 0,00008 0,00003 Юпитер 1,6 13По существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым (по времени запаздывания сигнала) определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров. Вообще, метод хронометража (тайминга) требует лишь наличия стабильного «генератора импульсов», в роли которого может выступать пульсирующий или вращающийся белый карлик, тесная двойная звезда и т. п.
Открытия экзопланет
Астрометрический поиск
Исторически первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 г. американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что тусклая красная звезда в созвездии Змееносец быстро перемещается по небу относительно других звезд — на 10" в год. Позже астрономы назвали ее Летящей звездой Барнарда. Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда — весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. Действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы а Кентавра.
Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, значит, влияние на нее соседей — планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938 г., изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995). Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02", а значит, вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а. е. В начале 1960–х гг. это сообщение облетело весь мир и получило широкий резонанс. Ведь это было первое десятилетие практической космонавтики и поиска внеземных цивилизаций, поэтому энтузиазм людей в отношении новых открытий в космосе был чрезвычайно велик.
К исследованию звезды Барнарда подключились и другие астрономы. Некоторые результаты говорили в пользу гипотезы ван де Кампа. Например, в 1972 г. на конференции по происхождению Солнечной системы в Ницце (Франция) теоретики Д. Блэк и Г. Саффолк обсуждали планетную систему звезды Барнарда, не ставя под сомнение ее существование. Перед вами фрагмент их выступления.
«Рассматриваемая планетная система принадлежит звезде Барнарда, красному карлику спектрального класса dM 5. Ван де Камп и другие астрономы вели тщательные наблюдения звезды Барнарда с 1916 по 1919 гг. и затем с 1938 г. по настоящее время. Согласно предложенной ван де Кампом динамической интерпретации отклонений собственного движения звезды Барнарда от прямолинейного, они обусловлены спутником с массой, близкой к массе Юпитера, обращающимся вокруг звезды по эксцентрической орбите. Период обращения равен 24 годам. В 1969 г. ван де Камп уточнил свои ранние результаты и предложил два новых варианта интерпретации. Первый аналогичен прежнему, но планета имеет орбиту с большим эксцентриситетом и больший период обращения. Во втором варианте предполагается существование двух планет на почти компланарных круговых орбитах. Направления их обращения совпадают. Ван де Камп нашел, что при массах планет, равных 1,1 и 0,8 массы Юпитера, и периодах 26 и 12 лет соответственно двухпланетная модель согласуется с наблюдательными данными не хуже, но и не лучше, чем однопланетная. Следует отметить, что ван де Камп искал лишь компланарные решения (т. е. лежащие в одной плоскости. — В. С.) и соответственно ограничил диапазон возможных параметров орбит.
Наш анализ движения звезды Барнарда показал, что для объяснения данных наблюдений необходимы по меньшей мере две планеты и что имеются убедительные свидетельства существования в системе трех массивных (М~ Ю30 г) планет. Приближенные значения их масс 1,2; 0,6 и 0,8 массы Юпитера, а периоды обращения 26, 12 и 7 лет соответственно.
