В этой главе речь пойдет об открытии экзопланет — планет, обращающихся вокруг далеких звезд. Какие они? Неизведанные новые миры вроде тех, о которых писали фантасты, или самые обычные планеты, похожие на те, что имеются в нашей Солнечной системе? Как выясняется, и то и другое — правда. Несмотря на то что большинство экзопланет было обнаружено только по косвенным признакам — свет от планет теряется в сиянии родительских звезд, — мы в силах измерить некоторые из их фундаментальных физических свойств. Окажутся ли они газовыми гигантами, подобными Юпитеру, или каменистыми планетами, такими как Земля? Будут они теплыми и гостеприимными или нам предстоит встреча с экстремально неприятными значениями температур?
История экзопланет — это история непрерывных открытий: за каких-то 20 лет были обнаружены тысячи миров, о существовании которых мы даже не догадывались. Но наш неугомонный внутренний астробиолог торопится задать вопрос по существу: как оценить вероятность того, что на этих планетах есть жизнь? Как мы сможем подтвердить ее присутствие? Нам предстоит долгое научное путешествие. Но есть одна очевидная трудность: звезды и их планеты расположены очень далеко от нас. Когда мы говорим о поисках жизни на экзопланетах, мы понимаем, что нам необходимо менять свои методы. Мы находимся слишком далеко от экзопланет и той жизни, которая, возможно, на них обитает. Послать туда автоматический зонд для доставки на Землю проб воздуха и грунта? Не вариант. Вместо этого нам придется использовать телескопы и другие методы дистанционных наблюдений.
Поиски инозвездных планет
Так как же мы находим экзопланеты? В первой главе я рассказывал об открытии первой экзопланеты, 51 Пегаса b, и о том, что она была обнаружена благодаря гравитационному воздействию, которое оказывает на родительскую звезду. Движение планеты по своей орбите заставляет саму звезду совершать небольшие вращения вокруг общего центра тяжести, которые могут быть зафиксированы с помощью мощного спектрографа. Этот метод известен как спектроскопическое измерение лучевой скорости звезд, или метод Доплера. С 1995 г. с его помощью было открыто несколько сотен новых экзопланет.
В этой главе я хочу сосредоточить свое внимание еще на одном методе обнаружения экзопланет. Этот метод получил название транзитного метода. Сам по себе он не лучше и не хуже метода Доплера (или любого другого метода, о котором я не могу здесь рассказать в силу ограниченности места на страницах книги). Однако история транзитного метода, его развития и достижений, на мой взгляд, заслуживает отдельного разговора.
Мерцай, мерцай, маленькая звездочка
Мерцание звезд, которые мы видим на ночном небосклоне, объясняется турбулентностью земной атмосферы. Если поменять место наблюдения и проводить наблюдения звезды из космоса — что мы и делаем посредством расположенных там телескопов, — дрожащие, колышущиеся изображения замрут в неподвижности.
Однако некоторые звезды отличаются удивительным непостоянством: пульсации их обширной атмосферы, состоящей из плазмы, вызывают изменения яркости, подобные медленному биению звездного сердца. Но, если мы ограничимся только «порядочными», неизменными звездами, иногда на их диске можно разглядеть слабое, еле заметное затемнение — изменения яркости происходят с регулярностью часового механизма. Это признак наличия планеты. Незначительное уменьшение яркости родительской звезды вызвано прохождением по ее диску планеты. Мы называем это явление транзитом. На практике это очень похоже на солнечные затмения, которые мы наблюдаем с Земли, хотя в данном случае свет звезды нам закрывает планета, а не наша Луна.
Планетные транзиты происходят и в нашей Солнечной системе. С Земли регулярно можно наблюдать, как Венера проходит по диску Солнца. Ей требуется примерно 7 часов, чтобы закончить проход. Во время транзита Венера закрывает незначительную часть солнечной поверхности. Какую именно? С Земли Венера выглядит как черный круг, движущийся по солнечному диску. Как известно, площадь круга равна числу π, умноженному на квадрат его радиуса. В данном случае радиус Венеры приблизительно равен 6000 км. Площадь солнечного диска равна числу π, умноженному на квадрат радиуса Солнца — 700 000 км. Отсюда получаем, что доля солнечного света, которую закрывает от нас транзит Венеры, равна отношению квадратов радиусов, т. е. одна десятитысячная часть.
Это если смотреть на Венеру с Земли. Но что бы увидел удаленный наблюдатель, если бы следил за прохождением по солнечному диску такой большой планеты, как, например, Юпитер? Юпитер примерно в 11 раз больше Венеры. Доля солнечного диска, которую будет закрывать транзит Юпитера, составит одну сотую, или 1 %. Современным земным телескопам вполне по силам зафиксировать такое изменение яркости. С учетом всего сказанного неудивительно, что первыми экзопланетами, обнаруженными с помощью транзитного метода, были миры размером с Юпитер, обращающиеся вокруг звезд, похожих на наше Солнце.
Но что, если орбита, по которой вращается планета, такова, что не оказывается между нами и родительской звездой? Что, если наши звездные системы расположены под таким углом друг к другу, что мы видим планету движущейся по орбите вокруг своей звезды? Тогда наше взаимное расположение в космосе таково, что планета никогда не окажется между нами и звездой — мы никогда не увидим транзита в этой системе.
Это действительно так. Мы наблюдаем транзит, только если планета оказывается на одной линии со звездой и наблюдателем с Земли. Имеет ли это какое-то принципиальное значение? Нет, ни малейшего. В зависимости от размера звезды, размера планеты и радиуса орбиты мы можем ожидать, что только 10 % далеких планет будут проходить между нами и своей родительской звездой. Во всех других отношениях эти 10 % планет ничем не будут отличаться от остальных. И только случайность решает, сможем ли мы наблюдать их транзит или нет.
Что мы можем узнать о планете на основании периодических затмений ее родительской звезды? Во-первых, мы можем определить период ее обращения. Если транзит наблюдается каждые 20 дней, это значит, что планета совершает один оборот вокруг звезды каждые 20 дней. Это очень просто. А что нам скажет процент уменьшения яркости? На основании этого значения мы можем рассчитать отношение площади проекции планеты к площади проекции звезды, что в свою очередь даст нам возможность определить соотношение их радиусов. Еще один важный момент заключается в том, что все звезды подчиняются одним и тем же физическим законам. Если вам известна светимость звезды и температура ее поверхности, вы можете очень точно рассчитать ее радиус. Затем, зная параметры транзита, можно определить радиус планеты. Если к тому же вы сможете измерить массу планеты с помощью доплеровской спектроскопии, вы сразу узнаете ее плотность. Это позволит вам составить представление о физических свойствах планеты: плотная и твердотельная или разреженная и газовая.
Итак, благодаря относительно простым наблюдениям вы можете узнать период обращения планеты и ее радиус (а также массу и плотность). Наблюдения, которые используются для обнаружения транзита, также дают нам массу сведений о звезде, вокруг которой обращается планета: более массивная, яркая и горячая, чем наше Солнце, или, наоборот, меньше, тусклее и холоднее. На самом деле мы можем узнать даже больше. Но прежде, чем мы поговорим об этом, я бы хотел вам представить моего друга Иоганна Кеплера.
