Меркурий и Янсен могут служить прекрасными примерами планет, в составе которых преобладает один из «металлов». Для Меркурия это железо, а для Янсена – углерод. Не исключено, что когда-то мы найдем планеты, в составе которых преобладает магний или натрий, сера или кальций. Нет никаких веских оснований предполагать, что таких планет не существует. Интересно, как выглядят их пейзажи?
Глава 10. Татуин и неразбериха с двойными системами
Снова и снова мы видим, что наука более странная и причудливая, чем вымысел.
ДЖОН НОЛЛ
Изучение экзопланет начиналось с самых парадоксальных открытий. Первые экзопланеты были найдены в 1992 году на орбите вокруг пульсара PSR 1257+12. Первой звездой солнечного типа, у которой обнаружили планету, стала 51 Пегаса. Попытки поиска экзопланет предпринимались и раньше. О революционных открытиях заявляли и Питер ван де Камп, охваченный фанатичной верой в существование экзопланеты у звезды Барнарда, и Гордон Уокер с Брюсом Кэмпбеллом, заявившие в 1988 году, что у двойной звезды Гамма Цефея есть компаньон планетарной массы. Доказательства, собранные ван де Кампом, не убедили астрономическое сообщество, а доказательства Уокера и Кэмпбелла в конечном счете не убедили самих Уокера и Кэмпбелла
[50].
Через 15 лет открытие Уокера и Кэмпбелла подтвердится и разрушится еще одно предубеждение – о невозможности существования экзопланет в двойных звездных системах. Гамма Цефея – это находящаяся на расстоянии всего 45 св. лет от Земли двойная звезда в созвездии Цефея. Первый компаньон системы – Гамма Цефея A – оранжевый субгигант в полтора раза массивнее Солнца, вторая звезда – Гамма Цефея B – красный карлик, вращающийся вокруг первой звезды по вытянутой орбите на расстоянии 22 а. е. (что немного больше, чем орбита Урана, 19 а. е.). Изучая эту систему, Уокер и Кэмпбелл получили кривую радиальной скорости Гаммы Цефея A. Они обнаружили, что эта кривая раскладывается на сумму двух синусоид: с первой все ясно – это долгопериодическое движение, обусловленное взаимодействием Гаммы Цефея A со своим звездным компаньоном, а вторая, соответствующая короткопериодическим колебаниям звезды, имела неизвестную природу. Уокер и Кэмпбелл решили, что лучшее объяснение для второй кривой – наличие планеты-гиганта на орбите вокруг Гаммы Цефея А. Но уже в 1992 году Уокер опубликовал статью-опровержение.
Рисунок 15. Система Kepler-16 в представлении художника
Наблюдения за двойной звездой продолжались. В 2003 году после обработки данных, собранных за 20 лет наблюдений Гаммы Цефея, Арти Хатзес с коллегами пришел к выводу, что у звезды действительно есть планета-спутник с периодом обращения 2,5 года. Этот компаньон оранжевого субгиганта как минимум в два раза массивнее, чем Юпитер, а большая полуось его орбиты в два раза больше радиуса орбиты Земли83. Будь у Уокера и Кэмпбелла больше статистики, планета Гамма Цефея A b стала бы первой обнаруженной экзопланетой, а сами ученые вошли бы в историю как первооткрыватели.
За годы поиска экопланет было совершенно множество открытий планет в двойных и даже тройных системах. Планеты в кратных системах (то есть состоящих из двух и более компонентов) находят часто, хоть и реже, чем у одиночных звезд. И в этом и заключается основной парадокс: согласно классической теории планетообразования, в кратных системах планет просто не может быть. Чтобы понять всю сложность проблемы, предлагаю сосредоточиться на процессах формирования планет в тесных двойных системах. Но для начала я немного расскажу о том, что это, собственно, за зверь такой – двойная звездная система.
Системы, состоящие из двух гравитационно связанных звезд, – частое явление в Галактике. На самом деле большинство звезд главной последовательности входят в кратные системы. Эти системы очень важны в астрофизике. Измерение периода обращения звезд друг относительно друга дает возможность найти их массу – одну из важнейших характеристик звезд. Кратные звезды формируются, когда протопланетный диск по каким-либо причинам распадается на два или больше фрагментов. Так как фрагментация диска может произойти по самым разным сценариям, конфигурации гравитационно связанных звезд получаются довольно интересными. Особенно красивы системы, состоящие из двух звезд с приблизительно равными массами. В этом случае две звезды, как в вальсе, кружатся вокруг центра масс системы, то сближаясь, то отдаляясь в пространстве. Иногда вокруг одной или обеих звезд вращаются еще звезды, и вокруг тех, в свою очередь, тоже могут вращаться звезды. К настоящему моменту известна только одна система, обладающая такой сложной тройной иерархией – состоящая из пяти звезд Gliese 644. Чаще звезды имеют двойную иерархию, порой сложную. Тут нельзя не вспомнить BD−22º5866 – объект в созвездии Водолея, состоящий из двух пар звезд, вращающихся друг относительно друга.
Чем сложнее кратные системы, тем реже они встречаются. Это связано с тем, что чем сложнее система, тем, как правило (но не всегда), легче ее разрушить. Орбиты в таких системах часто неустойчивы. Под устойчивостью орбиты здесь нужно понимать сохранение неизменными в течение больших промежутков времени основных характеристик орбиты (величины большой полуоси, эксцентриситета и наклона орбиты). Это условие возможно тогда, когда гравитационные возмущения от других тел малы и не оказывают особого влияния на орбитальное движение. Если же возмущения велики и характеристики орбиты быстро меняются непредсказуемым образом, то говорят, что орбитальное движение неустойчиво
[51]. Возмущающие силы в нестабильной системе могут даже выталкивать тело из системы и приводить к его столкновению с другими телами.
В 1886 году математик и астроном Генрих Брунс доказал, что описание периодического движения трех взаимодействующих тел, в отличие от аналогичной задачи для двух тел, не имеет общего решения. Это означает, что кратная физическая система с числом компонентов больше двух должна обладать рядом специфических условий, чтобы долгое время оставаться устойчивой, а общую формулу для этих условий написать принципиально невозможно. Все, что остается с тех пор ученым, – искать частные решения.
