Крайний оптимизм Сагана по отношению к возможности существования разумной внеземной жизни вытекает из его уверенности в том, что именно полная усредненность нашего положения в пространстве и времени делает нас совершенно заурядными обитателями Вселенной. Более того, Саган видит в спорах относительно уникальности Земли всего лишь некое отражение очень старой антропоцентрической точки зрения, восходящей по меньшей мере к Клавдию Птолемею. Таким образом, точки зрения астрономов и биологов на роль и назначение человечества (как в роли биологического вида, так и в качестве источника мыслящей жизни) на планете Земля действительно существенно различаются. Различия эти обусловлены научными и профессиональными причинами, вынуждающими специалистов обосновывать и оправдывать свой путь.
Споры относительно нашей уникальности временами обостряются, причем не только вследствие новых открытий, изменяющих научную картину, но иногда даже по политическим причинам, например когда решается вопрос об объеме и формах финансирования программ SETI правительством США на длительный период. В последнем случае расхождение мнений, связанное с различными оценками вероятностей обнаружения внеземной жизни, должно как-то отразиться в финансовых расходах для программ SETI.
Однако стоит отметить, что проекты SETI вовсе не являются первой попыткой организации поиска разумной жизни. Например, через 100 лет после того, как Коперник «вытеснил» Землю из центра Вселенной, Рене Декарт предположил, что Солнце тоже не является уникальным объектом. В своей книге «Первоначала философии» (Principles of Philosophy), опубликованной в 1644 г., он писал, что все звезды на небе похожи на наше Солнце, и даже утверждал, что они могут иметь собственные наборы планет, причем, возможно, некоторые из этих планет могут быть обитаемыми, а их обитатели, возможно, обладают душой. Идея подразумевает существование бессчетного числа планет. Его предположение о том, что другие звезды могут иметь планеты, должно было ждать подтверждения более 350 лет.
В 1995 г. два швейцарских астронома, Мишель Майор и Дидье Келоз, случайно обнаружили первую планету за пределами нашей Солнечной системы, вращающуюся вокруг звезды 51 созвездия Пегаса на расстоянии примерно 51 светового года от нас. Планета обращалась вокруг своего светила примерно за четыре дня на расстоянии до своего Солнца, меньшем в шесть раз, чем от Меркурия до нашего Солнца. Она оказалась неожиданно массивной, и ее масса составляла почти половину массы Юпитера, «бегемота» планетной линейки в нашей Солнечной системе. Эта планета около звезды 51 Пегаса оказалась первой в списке целого класса экзопланет, названных позднее «горячие Юпитеры», которые отличаются большой массой и вращаются в опасной близости от своего светила.
Любая планета сама по себе не излучает свет, который можно было бы заметить при сравнении со звездой. Она просто отражает свет, исходящий от родительской звезды. Кроме проблемы выявления такого слабого источника света яркое излучение звезды еще и затушевывает изображение планеты, дополнительно ухудшая ее обнаружение. По этим причинам астрономы наблюдали непосредственно лишь немногие из таких планет и редко могут отличить ее свет на фоне родительской звезды.
Для изучения экзопланет астрономы обычно используют непрямые методы исследования, основанные на гравитационных эффектах, подобных тем, что были разработаны для изучения темной материи и черных дыр. Некоторые из этих методов оказались очень эффективными и успешными. Самой распространенной стратегией поиска экзопланет — особенно типа «горячие Юпитеры» — оказалось измерение радиальной скорости, то есть колебаний звезды под воздействием притяжения планеты-компаньона с последующей проверкой астрономическими наблюдениями с Земли при помощи телескопов. Вот как этот метод работает: звезда, «приютившая» планету, будет реагировать на гравитацию планеты движением по крошечной орбите. Это приведет к обнаруживаемым малым изменениям скорости звезды, которые можно измерить по небольшим изменениям ее радиальной скорости по отношению к Земле. Такие отклонения могут быть измерены по доплеровскому сдвигу в спектре звезды. Этот метод не зависит от расстояния до звезды, но для поиска планет с меньшей массой, которые производят меньшие колебания, требуются данные более высокой точности. Поэтому описанный метод обычно применяют лишь при изучении достаточно близких к нам звездных систем, расположенных на расстояниях около 160 световых лет или меньше. В обычный телескоп нельзя одновременно следить за несколькими звездами, однако применение описанного выше метода в случае «горячих Юпитеров» позволяет проводить измерения на расстояниях в несколько тысяч световых лет. Метод удобнее использовать для обнаружения массивных планет, близких к своим звездам. Еще легче обнаружить планеты, обращающиеся вокруг звезд с небольшой массой, поскольку в этом случае гравитационные эффекты проявляются сильнее. Кроме того, звезды с небольшой массой обычно вращаются медленнее. Быстрое вращение звезды приводит к искажению спектральных линий, что осложняет их регистрацию. По данным измерений радиальной скорости можно определить массу планет. «Горячие Юпитеры» легче всего обнаружить благодаря таким колебаниям, поэтому неудивительно, что к данному классу относились все обнаруженные этим методом экзопланеты, включая упомянутые выше первые, зарегистрированные Майором и Келозом. Сейчас считается, что планеты типа «горячие Юпитеры» формируются не там, где мы их наблюдаем — около родительской звезды, а на больших расстояниях от нее и лишь позднее мигрируют внутрь системы, ближе к звезде. Обычно температура этих горячих, раздувшихся газовых планет-гигантов выше, чем на Венере, что делает их совершенно непригодными для известных нам форм жизни.
С повышением точности измерений астрономы научились регистрировать все более слабые колебания скорости звезд и постепенно выявлять экзопланеты со все меньшими массами. Первоначально такой «охотой» занимались две конкурирующие группы. В первую входили два упомянутых швейцарца, а во вторую — группа из Калифорнийского университета в Беркли, возглавляемая Джеффри Марси. Обе группы проводили мониторинг ближайших звезд, измеряя их скорости почти 20 лет. Важным достижением в этом направлении стало обнаружение группой Беркли первой многопланетной системы вокруг Ипсилон Андромеды на расстоянии около 44 световых лет от нас. К настоящему времени нашли четыре планеты, вращающиеся вокруг системы из двух звезд. Все эти планеты по размерам сравнимы с Юпитером.
Второй способ обнаружения планет — транзитный метод, и именно его использовал космический спутник НАСА Kepler для выявления тысяч кандидатов{17}. Если планета проходит по диску родительской звезды, то измеряемая яркость изменяется на очень малую долю. Мы это недавно наблюдали в нашей Солнечной системе при прохождении Венеры по диску Солнца в 2012 г. Уменьшение яркости может быть измерено, и это позволяет затем определить радиус проходящей по диску звезды планеты.
Конечно, регистрируемое затемнение зависит от относительных размеров звезды и планеты. Например, для звезды HD209458 уменьшение светимости составило менее 2 %. Недостатком описываемого метода является то, что прохождение может наблюдаться только при особом положении орбиты в системе «звезда — планета» по отношению к наблюдателю. Кроме того, звезда и планета могут наблюдаться только из космоса вследствие сильных искажений, вызываемых атмосферой Земли
[34]. К счастью, камера на борту космического аппарата Kepler имеет очень высокую точность, позволяющую измерить ослабление яркости на уровне нескольких процентов.
