Леонид Ксанфомалити - ПЛАНЕТНЫЕ СИСТЕМЫ ЗВЕЗД
В 1993 году Вольцшан объявил, что у пульсара PSR B1257+12 оказались три планеты, которые удалены от него в том же отношении 0,39/0,72/1, что и расстояния от Солнца Меркурия, Венеры и Земли. Массы планет довольно значительны: 0,2, 4,3 и 3,6 земной, а периоды обращения составляют 25, 67 и 98 суток (в дальнейшем заключение о существовании первой планеты оспаривалось).
По-видимому, планеты у пульсара представляют собой весьма экзотические образования. Они подвержены действию интенсивных потоков электронов, позитронов и гамма-излучения, периодически падающих на планеты с указанным периодом (то есть с частотой 160 Гц). После первых же публикаций возник вопрос: откуда там взялись планеты? Нейтронная звезда – продукт взрыва обычной звезды в конце ее жизни. Предположение, что планеты у звезды когда-то существовали и сохранились после ее взрыва как сверхновой, не проходит по нескольким причинам. После взрыва сверхновой планеты должны были бы оказаться внутри газовых оболочек звезды. Но даже если бы они и сохранились, пусть в обожженном виде, удержаться на своих орбитах они бы не смогли: после взрыва масса звезды и ее тяготение резко уменьшаются, в результате сохраняющегося момента орбиты планет катастрофически увеличиваются и планеты покидают звезду.
Воможное объяснение природы планет пульсара PSR B1257+12 связано именно с его быстрым врашением, хотя он должен быть достаточно старым (и медленным). Предполагается, что рядом с ним существовала другая звезда, вещество которой постепенно перетекало к пульсару, ускоряя его вращение, а остатки могли конденсироваться в планеты. Ныне такой звезды нет.
В 1999 году подтвердилось наличие планеты с массой порядка пяти масс Юпитера у еще одного пульсара, PSR B1620-26. Среди возможных кандидатов на наличие планет есть и другие пульсары.
Звезда и планета обращаются вокруг общего центра их масс - барицентра. Поэтому удаленный наблюдатель видит, что скорость звезды периодически изменяет свой знак (+Vs, – Vs. К тому же видимая составляющая скорости звезды Vвид зависит от зенитного расстояния наблюдателя, она меньше действительной кеплеровской лучевой скорости на величину синуса угла i. В результате найденная с помощью МЛС масса планеты всегда будет меньше действительной ее массы на величину того же синуса угла. В предельном случае, если наблюдатель расположен вблизи полюса системы, кеплеровская составляющая методом лучевых скоростей вообще не обнаруживается (хотя, в принципе, она может быть найдена с помощью астрометрии).
ИСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ ПЛАНЕТ У СОЛНЦЕПОДОБНЫХ ЗВЕЗД
Число открытых на 2006 год экзопланет привышает двести. Практически все они найдены одним и тем же очень сложным методом, который, не вникая в подробности, все же можно объяснить достаточно просто.
Все звезды участвуют во вращении Галактики. Но наряду с этим каждая звезда имеет собственные, случайные скорости, которые относительно Солнца могут достигать нескольких десятков километров в секунду. Если звезда приближается к наблюдателю или удаляется, возникает эффект Доплера, когда световые волны как бы сжимаются или растягиваются вдоль луча, смещая весь спектр звезды в синюю или красную сторону соответственно. Измерения смещения линий в спектре позволяют определить лучевые (радиальные) скорости звезд. Разумеется, составляющую скорости, которая вдоль луча не направлена, таким методом измерить нельзя.
Представим теперь, что у звезды есть массивная планета, вместе с которой они обращаются вокруг барицентра. Движение звезды по такой кеплеровской орбите наложит на доплеровскую составляющую лучевой скорости еще одну, переменную составляющую (рис. 1), которая обычно намного меньше полной лучевой скорости и выдает присутствие планеты. Третий закон Кеплера связывает орбитальное расстояние планеты и период ее обращения с массой звезды (и планеты). Масса звезды солнечного типа приблизительно известна заранее из ее спектрального класса. Как видно из рисунка, измерения позволяют определить массу планеты только с точностью до синуса угла i, причем, если планетная система звезды расположена так, что плоскость орбит перпендикулярна к направлению на наблюдателя, измерения становятся невозможными. Для нахождения доплеровской составляющей используются доплеровские сдвиги положения многочисленных спектральных линий звезды, главным образом в области 500-600 нм. Сдвиг линий звезды определяют относительно спектральных линий лабораторного источника. Сам сдвиг, который возникает благодаря кеплеровским скоростям, микроскопический, и его измерения больше относятся к искусству, чем к науке.
Предельной возможностью метода, существующего уже около ста лет, до 70-х годов ХХ века считалось нахождение скоростей примерно 300-500 м/с. Попытки обнаружить планеты по признаку периодического изменения знака кеплеровской составляющей, возникающей при обращении звезды вокруг барицентра, было совершенно бесперспективно. Кеплеровские (орбитальные) скорости звезд очень малы. Например, в Солнечной системе кеплеровская скорость Солнца, возникающая под действием притяжения Юпитера, всего 12,5 м/с, Сатурна – 2,7 м/с, а Земли или Венеры – менее 0,1 м/с. Поэтому для поиска экзопланет понадобилось придумать и создать аппаратуру в 100-200 раз более чувствительную.
Второй главный метод поиска – астрометрический, о котором уже говорилось выше. Здесь достигнута точность выше 1 микросекунды дуги, причем есть перспективы улучшения метода. Теоретически существует не менее пяти физических методов поиска, из которых здесь рассматриваются только метод лучевых скоростей (МЛС) и транзиты.
И МЛС, и астрометрический метод тем эффективнее, чем больше масса возмущающего тела (планеты). При этом колебания в положении звезды, которые ищет астрометрия, тем больше, чем дальше гипотетическая планета. Зато кеплеровская составляющая скорости звезды становится ничтожно малой, а наблюдения растягиваются на десятилетия. МЛС, наоборот, тем эффективнее, чем ближе возмущающее тело к звезде. Естественно, для близкого тела необходимая длительность наблюдений получается намного меньшей. До 1995 года исследователи неизменно исходили из массы и периода Юпитера и ничего другого не ожидали.
Стремясь улучшить чувствительность метода лучевых скоростей, в начале 1990-х годов несколько групп в разных странах одновременно занялись его совершенствованием. В 1988 году в Канаде Б. Кэмпбелл и его коллеги сумели зарегистрировать лучевые скорости около 15 м/с. Они сравнивали положение линий в спектре звезды с наложенным на него лабораторным спектром паров фтористого водорода, который, однако, очень неудобен для работы из-за высокой токсичности.
В Швейцарии, в Женевской обсерватории, М. Майор и Д. Квелоц (который тогда был аспирантом Майора) разработали другой спектрометр, где был использован торий-аргоновый стандарт со световодом. В МЛС-наблюдениях во французской высокогорной обсерватории в Верхнем Провансе они достигли на нем предельной чувствительности 13 м/с и в 1994 году приступили к поиску планет у 142 звезд солнечного типа из сравнительно близкого окружения Солнца, в том числе у звезды 51Peg, находящейся на расстоянии 15 пк.
В Сан-Францисском университете в США группа Д. Марси начала планомерный поиск планет еще в 1987 году и к 1995 году уже имела в руках многолетний наблюдательный материал. По предложению П. Батлера, который тогда, как и Квелоц, был аспирантом, фтористый водород в стандарте заменили парами йода (в дальнейшем йодный стандарт в астрономии стал очень "модным"). В газовой фазе йод имеет много спектральных линий как раз в области наиболее удобных линий звезд – 500-600 нм. Но именно из-за многочисленности линий йодного стандарта требуются очень трудоемкая обработка результатов и применение мощного компьютера.
По расчетам, чувствительность нового метода должна была быть высокой и составлять 10 м/с, что легко достигалось в кратковременных тестах. Однако, хотя в ходе ночных наблюдений типичная ошибка результатов составляла всего 5-10 м/с, наблюдения от ночи к ночи давали разброс от 20 до 100 м/с. Хорошие результаты, полученные Д. Марси с коллегами накануне, в следующую наблюдательную ночь казались ошибочными. Шесть лет они дорабатывали и совершенствовали программы обработки. Наконец, в 1994 году их коллега С. Вогт заменил оптику спектрометра в Ликской обсерватории, где выполнялись наблюдения, и сразу же удалось довести порог до 3 м/с. Это вполне позволило бы воображаемому наблюдателю, удаленному на 10 пк (30 световых лет), обнаружить Юпитер по его гравитационному влиянию на Солнце. Однако накопленные материалы требовали нескольких лет компьютерной обработки. Поскольку Марси и Батлер с коллегами знали, что период Юпитера составляет 12 лет, они, похоже, особенно не торопились. Но все же, чтобы ускорить работу, число регулярно наблюдавшихся звезд было сокращено со 120 до 25. Среди отброшенных была и звезда 51Peg, потому что в Йельском каталоге ярких звезд она значилась как нестабильный субгигант и относилась к особому виду звезд. В действительности 51Peg – спокойная звезда солнечного типа, спектральный класс G2.5. Эта ошибка в каталоге для Марси и Батлера стала роковой.
