Астрономы исследовали две таких близких звезды, пытаясь обнаружить их возможные колебания. Хорошим кандидатом считалась Звезда Барнарда — красная звезда главной последовательности, находящаяся на расстоянии всего 1,83 пк, то есть вторая по удаленности от Солнца (после системы альфа Кентавра). В 1963 году Питер ван де Камп (1901–1995) впервые объявил, что обнаружил планету у Звезды Барнарда; а позже, в 1980-х, заявил, что там две планеты. Он измерял положения звезд на фотопластинках, полученных в обсерватории Спрул (шт. Пенсильвания) с 1938 по 1981 год. Прошло несколько десятилетий, пока астрономы пришли к единому мнению, что это ошибочное заключение ван де Кампа было вызвано изменениями телескопа, после того как объектив был снят для промывки, а затем поставлен на место.
Вторым кандидатом для поиска колебаний положения стала звезда Лаланд 21185, еще одно красное светило главной последовательности на расстоянии 2,54 пк, четвертое по расстоянию от Солнца. Впервые о существовании планеты у этой звезды заявила в 1960 году Сузан Липпинкот из обсерватории Спрул. В 1996 году Джордж Гейтвуд из Обсерватории Аллегени (шт. Пенсильвания) сообщил об обнаружении спутников этой звезды, значительно менее массивных, чем планета Липпинкот. Кроме того, ван де Камп утверждал, что обнаружил планету с массой впятеро больше, чем у Юпитера, у звезды солнечного типа эпсилон Эридана. Но до сих пор ни одно из этих заявлений не подтверждено. Заподозренные звезды, как и другие ближайшие светила, стоят в списке на исследование космическими телескопами. Все старые наблюдения из-за сложностей их анализа, вызванных техническими ограничениями прежних наземных приборов, были выброшены в корзину.
В конце концов более успешным для обнаружения экзопланет оказался метод измерения колебаний скорости. Первое опубликованное сообщение об открытии, требующем последующего подтверждения, появилось в 1988 году. Его авторами были канадцы Брюс Кэмпбелл, Г. Уокер и С. Янг. Их наблюдения лучевых скоростей показали, что вокруг звезды гамма Цефея обращается планета. В 2003 году это открытие было подтверждено.
Экзопланетная астрономия реально началась в 1992 году, когда Александр Волыцан и Дейл Фрейл объявили об открытии двух или даже трех планет, обращающихся вокруг пульсара PRS В1257+12. Астрономов это крайне удивило, поскольку пульсары были последними в списке звезд, у которых ожидались планеты. Ведь считалось, что это остатки звезд, переживших вспышку сверхновой, которая должна была разрушить любые планеты. Посылаемые пульсаром равномерные радиоимпульсы позволяют очень точно следить за его положением, выявлять возмущения со стороны планет и таким образом обнаруживать их. Пульсар посылает сигналы как точные часы, и если планета движется вокруг пульсара, то мы замечаем, что эти «часы» то спешат, то отстают. Этот метод похож на метод лучевых скоростей, использующий эффект Доплера, с той лишь разницей, что вместо вычисления скорости звезды здесь измеряются и суммируются интервалы времени между последовательно приходящими импульсами. По существу, это позволяет определять изменение расстояния до пульсара. Этот метод обеспечивает точность хронометража до десятков миллисекунд, позволяя установить сдвиг в положении пульсара примерно на 0,00002 а. е.
Планеты вокруг пульсара, вероятно, сильно пострадали от взрыва сверхновой. Это могут быть выжившие ядра планет-гигантов, некогда похожих на Юпитер. Звезды, которые взрываются как сверхновые, живут недолго по сравнению с продолжительностью эволюции жизни на Земле. После взрыва от них остается нейтронная звезда, которая продолжает угрожать жизни на любой соседней планете. По-видимому, все три планеты движутся вокруг упомянутого пульсара почти в одной орбитальной плоскости (как в Солнечной системе), но размеры их орбит меньше, чем у Меркурия.
Вернемся к планетам у обычных звезд. Поскольку ожидаемые вариации скорости звезды были очень малы, удивлению астрономов не было предела, когда в 1995 году методом скоростей была открыта первая планета у звезды солнечного типа. Мишель Майор из Женевской обсерватории и его студент Дидье Келос объявили об открытии планеты, обращающейся вокруг звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 суток. Масса этой планеты не менее 0,47 массы Юпитера, а ее орбита удалена всего на 0,05 а. е. от звезды (около 1 % расстояния Юпитера от Солнца и в 8 раз ближе Меркурия к Солнцу). Именно благодаря своей близости к звезде планета вызывает у нее вариации скорости с амплитудой 6о м/с, что заметно превышает 13 м/с, вызываемых Юпитером у Солнца. Поэтому изменения скорости 51 Пегаса удалось обнаружить в значительно более короткой серии наблюдений, чем ожидалось.
В нашей Солнечной системе газовые планеты-гиганты расположены на периферии, а каменистые планеты — во внутренней области. Но первая же экзопланета, обнаруженная у звезды солнечного типа, оказалась гигантом, расположенным очень близко от светила. Это не согласуется с картиной Солнечной системы, но это именно то, что должен был дать метод лучевых скоростей. Уже обнаружены сотни экзопланет, причем большинство — методом лучевых скоростей. Похоже, что для таких систем типичны близкие к звезде планеты-гиганты. Эти гиганты вызывают настолько сильный возмущающий эффект, что планеты типа Земли не смогли бы там двигаться по устойчивым орбитам на расстоянии от звезды, пригодном для жизни. Означает ли это, что наша Солнечная система — исключение из правил? Есть ли надежда найти планеты типа Земли у других звезд?
Современные оптические спектрографы могут зафиксировать малейший сдвиг спектральных линий. В результате одного наблюдения они способны измерить скорость звезды с потрясающей точностью 0,6 м/с. Как мы знаем, под влиянием Юпитера Солнце колеблется относительно стороннего наблюдателя со скоростью 13 м/с. Для обнаружения объекта типа Юпитера на расстоянии 5 а. е. от звезды типа Солнца понадобится много независимых наблюдений в течение нескольких орбитальных периодов планеты. Для орбиты с периодом 12 лет потребовалось бы наблюдать весьма длительное время. С другой стороны, у планет типа Земли довольно короткий орбитальный период — всего год, но современная наблюдательная техника не позволит заметить вызванные такой планетой вариации скорости звезды, поскольку их амплитуда всего 0,1 м/с.
Рост массы планеты или уменьшение ее расстояния от звезды увеличивают вариации скорости, и, следовательно, повышаются шансы открытия планеты. Значит, этот метод нацелен на поиск планет-гигантов, близких к звезде. Более того, необходимо пронаблюдать влияние планеты в течение нескольких орбитальных периодов, прежде чем заявлять об открытии, а значит, и здесь предпочтение на стороне близких планет с коротким орбитальным периодом. К тому же этот метод не годится для обнаружения планет, орбитальная плоскость которых перпендикулярна лучу зрения. А поскольку большинство экзопланет найдено именно этим методом, то можно ожидать, что существует немало планетных систем, похожих на нашу, но недоступных для обнаружения этим наиболее успешным из современных методов. Разумеется, в астрономии мы часто сталкиваемся с эффектами селекции, поскольку проводим наблюдения издалека и не можем путешествовать среди звезд. Мы уже сталкивались с этим на примере эффекта Малмквиста (см. главу 21): на больших расстояниях удается увидеть только ярчайшие звезды и галактики — так сказать, вершину айсберга.
