Загадки космоса. Планеты и экзопланеты

Чтобы рассказать о первой открытой экзопланете, нужно сделать небольшое отступление и познакомиться с Джоселин Белл Бернелл – одним из самых известных астрофизиков, так и не ставшим лауреатом Нобелевской премии, а также ее открытием – одним из самых значительных в астрофизике.

Джоселин Белл родилась 15 июля 1943 года в Белфасте в Северной Ирландии. Ее отец был главным архитектором старинной обсерватории в городе Арма. С детства Белл проводила много времени с сотрудниками этой обсерватории и читала книги о Вселенной из богатой библиотеки отца – в общем, не оставляла себе другого выбора, кроме как посвятить будущую жизнь астрономии.

Окончив Университет Глазго по специальности «физика» с отличием, в 1965 году Белл перебралась в Кембридж – по ее словам, скорее случайно. Она была одной из немногих женщин, которым одобрили заявку на обучение в аспирантуре в таком престижном университете. Когда Белл узнала о зачислении, оказалось, что она подвержена синдрому самозванца: Белл подумала, что закралась какая-то ошибка, ведь она не заслуживает возможности учиться здесь.

В Кембридже Белл начала работать в группе доктора Энтони Хьюиша. Свою научную карьеру тот начал во время войны под руководством Мартина Райла (мы с ним уже встречались в прошлой главе) в Научно-исследовательском центре телекоммуникации в Малверне. Там разрабатывали бортовые радиолокационные системы для авиации. После войны Райл занялся исследованием солнечного радиоизлучения, а затем переключился на более перспективную радиоинтерферометрию. В 1946 году он и его команда создали первый в мире многоэлементный радиоинтерферометр, а чуть позже обнаружили четыре радиозвезды – космические радиоисточники, никак не связанные с обычными звездами. (Позже, уже в 1950-х годах, оказалось, что эти таинственные радиозвезды представляют собой новый тип далеких активных галактик. Их стали называть квазарами.)

В 1948 году Мартин Райл перебрался в Кембридж, где начал читать лекции, а также руководить научной группой в Кавендишской лаборатории. В том же году к группе Райла перебрался Энтони Хьюиш, который занялся выяснением причин недавно обнаруженного мерцания излучения радиозвезд. В итоге, когда оказалось, что это мерцание связано с нарушением условий в верхних слоях атмосферы, Мартин Райл потерял к явлению интерес, а Хьюиш увидел возможность для самостоятельных научных поисков. Так Райл и Хьюиш и продолжали работать – совместно над радиоинтерферометрами и обособленно над собственными проектами.

Но вернемся к Джоселин Белл, присоединившейся к группе Энтони Хьюиша. Он еще с 1965 года намеревался провести крупномасштабное исследование по установлению точных координат уже известных квазаров и поиску новых. Для этого Хьюиш инициировал строительство радиотелескопа, способного «разрешать» события, разделенные интервалом всего в 0,1 с, он назвал его «Межпланетный сцинтилляционный массив». Площадью 16 км2 – чуть больше, чем два футбольных поля, – радиотелескоп состоял из 4 096 простых антенн, объединенных в интерферометрическую сеть. Чтобы соединить все антенны, необходимо было смонтировать около 200 км проводов – и этот труд Хьюиш полностью взвалил на плечи учеников. При зачислении в радиоастрономическую лабораторию Хьюиша, по воспоминаниям Белл, каждому студенту выдавался набор инструментов: плоскогубцы, кусачки и отвертка[29].

Поначалу Белл наравне с остальными студентами занималась монтажными работами, но, когда летом 1967 года «Межпланетный сцинтилляционный массив» заработал, она переключилась на изучение получаемой с него информации. Все принятые данные передавались на самописцы, выдававшие в день по 30 м картографической бумаги с красной линией, регистрирующей интенсивность радиоисточников. Во времена, когда не существовало никаких компьютеров, просматривать ленты приходилось людям. Задача Белл состояла как раз в этом.

Рисунок 9. Джоселин Белл

Белл просматривала буквально километры распечаток, регистрировавших радиосигналы, в поисках квазаров, а в перерывах, вооружившись плоскогубцами, латала фазированные решетки радиотелескопа. Работая таким образом, она заметила необычный сигнал: серию слабых и регулярных радиоимпульсов с периодом около 1,3 с. На ленте они занимали всего пару сантиметров. Впоследствии Белл рассказывала об этом так: «Это был очень, очень слабый сигнал. Он занимал примерно одну стотысячную долю из трех миль картографических данных, которые у меня были. Я заметила это, потому что была невероятно осторожна и очень внимательна из-за синдрома самозванца. Пусть меня выгонят, но до этого времени я буду работать очень усердно. Когда придет время, моя совесть будет чиста. Я сделала все возможное». Хьюиш сначала подумал, что обнаруженное Белл явление – это переотраженный в атмосфере сигнал с Земли. Холодная война была в самом разгаре, и такой источник мог означать все что угодно.

В течение нескольких последующих месяцев Хьюиш и Белл занимались тем, что перепроверяли все возможные источники таинственных радиоимпульсов. Когда стало понятно, что сигналы имеют все же внеземное происхождение, ученые полушутя назвали их LGM – Little Green Men («Маленькие зеленые человечки»): совсем недавно началась и космическая эра, так что воздух был пронизан предвкушением встречи с инопланетянами. Вскоре в других частях неба были обнаружены еще три подобных радиоимпульса, но с другим периодом. Стало понятно, что это не радиомаяк какой-то инопланетной цивилизации, а некий новый тип астрономических объектов.

Название им было придумано случайно. Во время интервью для газеты The Daily Telegraph в 1968 году научный корреспондент спросил Белл, как следует называть эти радиоимпульсы, и сам же предложил вариант «пульсар» как производную от выражения «пульсирующий квазар». На том и остановились, а название прижилось.

О своем открытии ученые написали две статьи в Nature – в самый известный научный журнал в мире32, 33. Белл защитила докторскую диссертацию по квазарам – менять тему было уже поздно, но она добавила приложение с подробностями об открытии пульсаров. Однако общество, по-видимому, еще не было готово к тому, что открытие может совершить недавний студент. В 1974 году Нобелевский комитет присудил премию по физике Мартину Райлу, за новаторские исследования в радиоастрофизике, и Энтони Хьюишу, за решающую роль в открытии пульсаров, – безусловно, достойным людям. Белл в список номинантов на премию не попала.

В результате разгорелся скандал. По мнению общественности, именно Джоселин Белл сделала величайшее открытие в астрофизике и именно ей должны были присудить Нобелевскую премию. Но, судя по всему, сама Белл, в силу природной скромности, не очень расстроилась. Она сделала прекрасную карьеру, получила множество наград и премий и в 2013 году вошла в сотню самых известных женщин Великобритании. Наконец, в 2018 году она была удостоена Премии за прорыв в области фундаментальной физики в размере трех миллионов долларов (как три Нобелевские премии) за открытие радиопульсаров. Все деньги Белл пожертвовала Институту физики в Лондоне на «финансирование выпускников из недостаточно представленных групп – женщин, представителей этнических меньшинств и беженцев, чтобы они могли стать учеными-физиками».

Что же такое пульсары, которые впервые обнаружила Джоселин Белл? Согласно современным представлениям, пульсар – это то, что остается от некоторых звезд на последних стадиях их эволюции. В первой главе рассказывалось, что звезда – это шар, состоящий из плазмы. Звезды рождаются, аккумулируя огромное количество газа, сжимаясь под действием собственной гравитации во все более плотные и горячие сгустки вещества. В какой-то момент плотность и давление внутри звезды достигают такой величины, что начинаются самоподдерживающиеся реакции ядерного синтеза: более легкие ядра превращаются в более тяжелые. Каждая последующая реакция требует все более высоких температур и давления. Когда в центре звезды закончится весь доступный водород, давление и температура возрастут настолько, что начнутся термоядерные реакции с гелием; когда закончится гелий, настанет время углерода, горение углерода сменится горением кислорода и так далее. Элемент, на котором прекратится термоядерный синтез, зависит от начальной массы звезды: так, в случае с Солнцем все остановится на углероде – чтобы «переплавить» его в кислород массы нашей родной звезды недостаточно.

Рисунок 10. Галактика NGC 4526 и ее сверхновая 1994 D (слева внизу). Изображение получено с помощью телескопа «Хаббл»

Если масса звезды больше 8 M_⊕, то химические элементы в ее центре последовательно переплавляются во все более и более тяжелые элементы, вплоть до железа. На железе процесс останавливается. Дело в том, что для того, чтобы превратить железо во что-то более тяжелое, необходимо поглотить дополнительную энергию, тогда как в ходе предыдущих реакций она выделялась. Следовательно, ядерный синтез железа приведет к снижению температуры звезды. Как только это произойдет, внутреннего давления звезды окажется недостаточно, чтобы удерживать ее массу: внешние оболочки звезды обрушатся на ядро и, как брошенный с высоты мячик, отскочат в космическое пространство. Взрыв звезды порождает невероятно яркую вспышку (взрыв сверхновой). Яркость звезды увеличивается в десятки и даже сотни миллионов раз, а количество энергии, излучаемой сверхновой во время взрыва, больше, чем то, что излучают одновременно все звезды Галактики.

После взрыва на месте сверхновой остается компактный сверхплотный объект. Дальнейшая его судьба зависит опять-таки от его массы. Если она больше 2 M_⊕, уже ничего не сможет помешать его коллапсу: объект обрушится внутрь себя и превратится в черную дыру – область с такой сильной гравитацией, что даже свет не может покинуть ее. Если же масса объекта меньше, коллапс остановится ядерными силами и образуется быстровращающаяся нейтронная звезда. При радиусе примерно 20 км и массе, близкой к массе Солнца, плотность звезды такова, что электронные оболочки атомов буквально вдавливаются в протоны, образуя тем самым нейтроны.

У нейтронных звезд есть интересная особенность. Магнитное поле, которым они обладают, имеет напряженность в миллиарды раз бо́льшую, чем на сегодняшний день смогли получить ученые в лабораториях. Даже атомы вещества, попав в такое поле, выстраиваются вдоль линии магнитного поля и становятся похожи на цилиндры, а не на сферы. Ученые до сих пор дискутируют на тему того, как образуется столь сильное поле. Это магнитное поле генерирует поток радиоизлучения. Как и на Земле, оно имеет северный и южный магнитные полюсы. Эти полюсы не обязательно совпадают с осью вращения звезды. (Так же и на Земле: северный полюс, тот, на который указывает стрелка компаса, не совпадает с географическим Северным полюсом примерно на 11°.) Ускоряясь в магнитном поле, электроны и другие заряженные частицы генерируют мощный поток радиоизлучения, которое, в свою очередь, подхватывается магнитным полем, увлекается им и вращается вместе с нейтронной звездой. Это похоже на вращающийся луч света от маяка: если ночью находиться далеко от него, кажется, будто свет мигает. На Земле мы регулярно фиксируем всплески радиоимпульсов[30]. Нейтронные звезды, от которых с Земли можно наблюдать периодические всплески радиоизлучения, и называются радиопульсарами.

Джоселин Белл в далеком 1967 году обнаружила именно такой объект, поток радиоизлучения которого раз в 1,337 с пробегал по поверхности Земли. И именно возле подобного объекта ровно через четверть века была зафиксирована первая экзопланета. После открытия Белл и Хьюиша астрономы со всего мира принялись искать пульсары, и сегодня мы знаем о тысячах таких объектов.

В январе 1992 года в Nature появилась статья34, в которой польский астрофизик Александр Вольщан (который, кстати, получил образование в университете города Торун, где в свое время учился Николай Коперник, – астрономический мир тесен!) привел доказательства того, что возле пульсара PSR 1257+12[31] есть планеты. Его метод основывался на тщательном измерении частоты прихода импульсов от нейтронной звезды.

Открытие пульсаров нельзя назвать случайностью. Напротив, история открытия экзопланет начинается со счастливого случая. Вольщан занимался изучением миллисекундных пульсаров – пульсаров, имеющих период до нескольких десятков миллисекунд (их происхождение связывают уже не со взрывом сверхновых, а с двойными системами, один из компаньонов в которых – нейтронная звезда). Он проводил свои исследования на крупнейшем в мире (на тот момент) радиотелескопе «Аресибо» в Пуэрто-Рико. Этот телескоп имеет диаметр более 300 м и располагается в естественном углублении в горах. Во время наблюдений чаша телескопа остается неподвижной, а фокусировку на астрономических объектах обеспечивает перемещающаяся управляемая антенна, прикрепленная к трем опорам. Если бы телескоп функционировал как обычно, заявку Вольщана на работу с ним просто отклонили бы, но управляемая антенна в тот момент находилась в нерабочем состоянии, поэтому спрос на телескоп упал и заявку приняли.

Как и Белл, Вольщан не искал то, что в итоге нашел, – целью его работы было исследование миллисекундных пульсаров. Обнаружил же он два новых пульсара. Первый входил в достаточно интересную систему двух вращающихся друг относительно друга нейтронных звезд. Но потом его внимание привлек другой пульсар – PSR 1257+12 с периодом вращения 6,2 мс. Дело в том, что во времени прихода радиоимпульсов от этого пульсара не было ожидаемой регулярности (у некоторых пульсаров точность периодов превосходит точность атомных часов). Вольщан обнаружил, что во времени прихода сигналов от пульсара PSR 1257+12 наблюдались незначительные, но регулярные отклонения.

С помощью телескопа Very Large Array («Очень большая антенная решетка»), или VLA, названного по традиции очень оригинальным образом, Вольщан перепроверил координаты, а также уточнил периоды накладывающихся на пульсацию возмущений – они оказались равны 66,6 и 98,2 суток. Будь у PSR 1257+12 два компаньона, эту нерегулярность можно было бы объяснить. Но что это за компаньоны? Вряд ли кто-нибудь в то время предполагал, что компаньонами могут оказаться не другие звезды. Но, используя законы Кеплера, Вольщан оценил массы потенциальных компаньонов PSR 1257+12, и они оказались слишком малыми для звезд.

Вольщан долго не понимал, что ему посчастливилось обнаружить. Но, как говорил знаменитый герой Конан Дойла, «отбросьте все невозможное, то, что останется, и будет ответом, каким бы невероятным он ни казался». Вот и у Вольщана остался самый невероятный ответ: на орбите вокруг пульсара находятся две планеты, каждая из которых в четыре раза больше Земли. Позже выяснится, что в их дружной компании есть еще одна планета примерно вдвое больше Луны.

Самая сложная загадка заключается в том, как эти планеты там оказались. Как вы, вероятно, уже поняли, область пространства возле пульсара – это последнее место во Вселенной, где разумный человек будет искать планеты. Мощнейший взрыв сверхновой испарит все в ее планетной системе. Так почему же эти странные планеты оказались так близко к пульсару? Точный ответ на этот вопрос не известен никому. Рассматривается два варианта: экзопланеты были захвачены извне, или же они образовались из вещества, выброшенного сверхновой. Но что произошло на самом деле, в ближайшее время мы, скорее всего, не узнаем. Как бы то ни было, открытие состоялось, и экзопланеты возле пульсара PSR 1257+12 вошли в историю как первые обнаруженные и подтвержденные планеты вне Солнечной системы.

В тот день, когда человечество полетит к звездам, возможно, именно пульсары будут использоваться в качестве естественной навигационной системы. Идея определения положения и скорости космического корабля по пульсарам была предложена еще в 1974 году35. Сейчас открыто несколько типов пульсаров, являющихся источником излучения в радио-, гамма– и рентгеновском диапазонах волн. Рентгеновские пульсары отлично подходят для космической навигации: принимающий рентгеновское излучение детектор может иметь площадь около 100 см2, тогда как для регистрации радиопульсаров, например, нужны тарелки диаметром 25–100 м. Когда космический корабль летит в пространстве, он меняет свое положение относительно Земли и выбранного рентгеновского пульсара, характеристики излучения которого мы знаем: надо всего лишь сравнить рассчитанное и фактическое время прибытия радиоимпульса, чтобы определить координаты и скорость космического аппарата по отношению к Земле. Система, использующая три и более пульсаров, позволит вычислить координаты космического аппарата относительно Земли. В 2017 году космический аппарат NICER в качестве подтверждения целесообразности этого метода смог определить свое положение с точностью до 5 км36, наблюдая за пятью пульсарами с орбиты вокруг Земли. Это стало первой демонстрацией в космосе метода пульсарной навигации. В недалеком будущем мы сможем определять положение космических кораблей с точностью до 2 км на расстоянии до 30 а. е. от Земли!37

Глава 6. Метод радиальных скоростей и Галактика, полная странных планет

Хотя мы понимаем, как определить форму [звезд], их массу и движения, мы никогда не сможем исследовать их химический и минералогический состав… или даже их плотность.

ОГЮСТ КОНТ

Планеты около пульсара PSR 1257+12 были странными. Но не менее странной оказалась и следующая обнаруженная экзопланета. В 1994 году швейцарские астрономы Мишель Майор и Дидье Кело открыли первую планету возле солнцеподобной звезды. За это они удостоились Нобелевской премии по физике в 2019 году, разделив ее с космологом Джеймсом Пиблсом. Остановимся на этом открытии подробнее. Начать мне хочется с описания истории и сути метода доплеровской спектроскопии, благодаря которому и было совершено открытие.

Наука, изучающая спектры, словно поставившая себе цель опровергнуть слова философа-позитивиста Огюста Конта, вынесенные в эпиграф к этой главе, – спектроскопия, позволила находить невидимые ни в один телескоп планеты у далеких звезд[32]. И это стало настоящим подарком для астрофизиков. Но путь к звездам оказался тернистым и занял три столетия. Как же сложно определить время и место начала этой истории! Усилием воли предположим, что первый шаг сделал Исаак Ньютон в 1666 году, стеклянной призмой разложив пучок света в радужную полоску. Этот опыт, описанный во всех учебниках физики для средней школы, наверное, впервые показал, что обычно видимое и воспринимаемое нами – всего лишь иллюзия. О своем опыте Ньютон писал следующее: «В начале 1666 года (в это время я занимался шлифовкой стекол иных форм, чем сферические) я достал треугольную стеклянную призму, чтобы произвести с нею опыты над знаменитым явлением цветов. Для этой цели, затемнив свою комнату и проделав небольшое отверстие в оконных ставнях для пропускания в нужном количестве солнечного света, я поместил призму там, где входил свет, так что он мог преломляться к противоположной стене. Зрелище живых и ярких красок, получавшихся при этом, доставляло мне приятное удовольствие»38.

Исаак Ньютон

В этом, ставшем хрестоматийным, опыте Ньютон разложил свет в радужный спектр. И хотя это явление, даже по словам самого ученого, уже было знаменито – о разложении солнечного света на цвета писали Рене Декарт, Франческо Мария Гримальди и Роберт Гук, – заслуга Ньютона состоит в том, что он, судя по всему, первым получил четкий спектр, состоящий из семи цветов, и связал с каждым цветом показатель преломления. Все исследователи до него довольствовались лишь мутными картинками. Ньютоновская интерпретация опытов вызвала сопротивление у уже известных и заслуженных оптиков того времени, у того же Гука например, но в конечном счете она оказалась верна.

В 1800 году исследовать спектры взялся астроном Уильям Гершель. В своих опытах он помещал чувствительный термометр в разные участки разложенного в спектр луча солнечного света. Оказалось, что помещенный в красную часть спектра термометр нагревается сильнее всего, а в фиолетовую – слабее всего. Более того, Гершель обнаружил, что термометр, помещенный за пределы красного цвета в невидимую глазу область, нагревается еще сильнее39. Теория о существовании невидимого более «горячего», чем даже в красной части спектра, излучения напрашивалась сама собой. Так были открыты инфракрасные лучи. Гершель также заметил, что мельчайшие доли примесей в горючем веществе дают различные цвета пламени, и он был первым, кто предложил по цвету огня определять химический состав смесей различных веществ.

Чуть позже Томас Юнг установил, во-первых, что свет имеет волновую природу, а во-вторых, что цвет излучения зависит от длины волны света. Свет, распространяющийся в пространстве, можно представить себе волнами на глади пруда. Длина волны, и ее частота, связаны следующим образом:

где c – скорость распространения волны света (в вакууме она равна 300 000 км/с и одинакова для всех видов электромагнитного излучения.

Следующее важное событие произошло в 1802 году. В этом году английский химик и минералог Уильям Хайд Волластон опубликовал статью, в которой сообщал о неких темных промежутках в солнечном спектре40. К сожалению, природу темных линий он не понял, а потому не смог осознать и значимость совершенного им открытия. Ничего интересного в нем не увидели и читатели статьи. На самом же деле эти промежутки оказались линиями поглощения, о которых я уже упоминал.

В 1814 году изучением свойств солнечного света занялся молодой немецкий оптик Йозеф Фраунгофер. В исследованиях ему помогали стекла непревзойденного на тот момент качества, изготовлявшиеся на принадлежащей ему фабрике. Вместо пяти линий поглощения Волластона Фраунгофер смог увидеть их целое множество. Он обнаружил, что линии поглощения в солнечном спектре соответствуют определенным частотам41 – с тех пор эти линии называют линиями Фраунгофера.

Йозеф Фраунгофер не ограничился исследованиями спектра Солнца и изучал спектры других планет и звезд: Венеры, Марса, Сириуса, Кастора, Бетельгейзе и так далее. Линии поглощения наблюдались у всех исследуемых Фраунгофером звезд: они напоминали своего рода отпечатки пальцев, опознавательные знаки, отличавшие одну звезду от другой, – у каждой из звезд свой уникальный набор. А вот спектр Венеры оказался удивительно похожим на спектр Солнца, и это значило, что Венера светит отраженным светом Солнца. В 1859 году Густав Кирхгофф показал, что линии поглощения в спектрах соответствуют химическим элементам в составе излучающих тел, и объяснил, какие линии с какими элементами соотносятся42. Три из пяти темных полос, обнаруженных Волластоном, чуть позже идентифицировали как линии поглощения, соответствующие натрию, молекуле CH и ионизированному кальцию.

Кристиан Доплер

В мае 1842 года Кристиан Доплер, профессор математики в Пражском университете, прочитал лекцию для богемского научного сообщества, в которой утверждал, что свет, подобно звуку, может претерпевать изменение частоты вследствие движения источника. В этой лекции он сделал ошибочное предположение, что звезды движутся друг относительно друга со скоростями, которые составляют значительную часть от скорости света. Следовательно, в силу эффекта Доплера меняется частота воспринимаемого нами света. Если звезда удаляется, мы видим ее красной или оранжевой, а если приближается, то голубой.

Всего через несколько лет после Доплера, в 1848 году к идее аналогичного движения звуковых и световых источников пришел французский физик Арман Ипполит Луи Физо. В отличие от Доплера он правильно заметил, что цвет движущегося объекта никак не может измениться, поскольку все световые лучи в спектре смещаются одинаково и «каждый луч занимает место луча, который обладал этой же длиной волны, когда светящееся тело было в покое». Но все же относительная скорость звезды, как отмечал Физо в той же работе, может быть обнаружена путем измерения смещения спектральных линий поглощения43.

В астрофизике метод измерения скоростей звезд, основанный на эффекте Доплера – Физо, называют методом доплеровской спектроскопии, методом радиальных скоростей, а также, что чаще встречается в отечественной литературе, методом лучевых скоростей. В общем случае движение звезды можно представить как сумму трех движений: радиального – вдоль радиуса небесной сферы, и двух угловых – в полярном и азимутальном направлении. Метод радиальных скоростей позволяет определить только радиальную составляющую движения. Мы еще поговорим о том, к каким проблемам это приводит.

Первая публикация об успешных измерениях радиальных скоростей звезд на основе спектрального анализа была сделана английским астрономом-любителем, не имеющим даже университетского образования в области естественных наук, Уильямом Хаггинсом. В 1868 году он отправил в Королевское общество статью, посвященную измерению радиальной скорости Сириуса44. Никаких точных инструментов в то время не существовало, и сравнение спектров небесных тел с эталонными спектрами производилось визуально. В своем эксперименте, как выяснилось позже, Хаггинс получил неверное значение и даже неправильно определил знак радиальной скорости Сириуса. Но все же идея таких экспериментов показалась интересной астрофизикам. Началась эпоха звездной астрофизики. Визуальное определение точных смещений спектральных линий было невероятно сложным. Значения радиальных скоростей звезд, которые получали ученые того времени, имели большие погрешности: величины скорости, вычисленные для одной и той же звезды, отличались на десятки километров в секунду.

Уильям Хаггинс

Астрономы сражались даже за минимальное уточнение измерений. К 1900 году точность измерения радиальных скоростей составляла уже единицы километров в секунду (в основном за счет измерения скоростей туманностей – космических объектов, содержащих множество звезд, обладающих примерно одинаковыми радиальными скоростями).

В течение первых 70 лет XX века астрономы совершенствовали классические методы измерения спектров. И в 1967 году наконец произошло кое-что интересное: Роджер Гриффин из Кембриджского университета впервые использовал новую технику для определения радиальных скоростей звезд и достиг успеха45. Основная идея состояла в том, чтобы совместить спектрограф с системой, измеряющей сдвиги нескольких спектральных линий одновременно (за 14 лет до этого, в 1953 году, эту идею предложил британский ученый Питер Филгетт). Гриффин измерил спектр одной из ярчайших звезд – красного гиганта Арктур – и изготовил специальную маску-шаблон с 240 прорезями на месте линий поглощения в этом спектре. Затем он направлял телескоп на другую звезду, температура поверхности и, соответственно, спектральный тип которой не слишком отличались от температуры и спектрального типа Арктура. Положение маски с помощью микрометрического винта настраивалось таким образом, чтобы прорези максимально точно совпали с линями поглощения исследуемой звезды. При идеальном совмещении свет бы практически не проходил через маску, но, очевидно, такого быть не могло, так как радиальная скорость и спектр любой из звезд должны отличаться от этих же характеристик Арктура. Однако, если найти такое положение маски, при котором она пропускает минимальное количество света, можно вычислить значение относительной разности радиальных скоростей исследуемых звезд.

Через два года после начала работы со спектрографом, в 1969 году, Гриффину удалось достигнуть погрешности в ±640 м/c при измерении радиальной скорости звезд. Вдохновленные его успехом, Андре Баран и Мишель Майор в 70-х годах разработали более совершенный прибор, работающий по тому же принципу (их метод получил название «метод взаимной корреляции»). В 1977 году в Марсельской обсерватории они представили новый спектрометр CORAVEL, обладавший бо́льшими техническими возможностями, чем спектрометр Гриффина (в том числе благодаря использованию нового компьютера), и имевший погрешность уже ±150–250 м/c46. Прибор работал со звездами солнечного типа, и поэтому значения скоростей находились относительно скорости Солнца. Было изготовлено две копии спектрометра: одна для обсерватории Верхнего Прованса, а другая для датского телескопа в обсерватории Ла-Силья в Чили. Эти приборы стали самыми эффективными спектрометрами своего времени. С их помощью сделали много открытий, касающихся двойных и переменных звезд, звезд в Магеллановом облаке[33] и шаровых скоплениях. Также удалось выяснить, что коричневые карлики[34] – довольно распространенные объекты, часто находящиеся на орбитах вокруг других звезд.

Метод измерения сдвигов в спектре звезд, который использовал Гриффин, вообще говоря, не позволял отличить инструментальные и атмосферные погрешности от особенностей спектров звезд. Но решение нашлось довольно быстро. Было известно, что газы, составляющие земную атмосферу, формируют в попадающем в телескоп свете от космического источника уникальный рисунок из линий поглощения, называемых теллурическими. И в 1973 году для измерения радиальных скоростей звезд в качестве эталона длины волн решили использовать теллурические линии молекулярного кислорода – относительно него и начали вычислять доплеровские сдвиги в спектрах звезд47. Реализация этого недорогого и легко осуществимого метода позволила увеличить погрешность измерения радиальных скоростей звезд примерно до ±20 м/с.

На полученный от звезды свет, помимо инструментальных, накладывались искажения от переменчивой, находящейся в вечном движении атмосферы. Теллурический метод не позволял устранить дрожание земной атмосферы, что оказывало значительное влияние на точность измерений. Но если использовать естественную атмосферу нельзя, то, конечно же, необходимо создать собственную! Делается это следующим образом: берется герметичная стеклянная ячейка, наполняется нужным газом и размещается на оптическом пути света, падающего в телескоп, непосредственно перед щелью спектрографа. В итоге получается стабилизированная по температуре безветренная «атмосфера» с постоянным спектром, линии поглощения которой служат эталоном длины волн. Наличие такой «линейки» позволяет еще точнее определять смещение спектральных линий в принимаемом свете звезд.

Первыми, кто использовал газовые ячейки для определения радиальных скоростей звезд, были канадские ученые Гордон Уокер и Брюс Кэмпбелл, недавно защитивший докторскую диссертацию[35]. Для своих исследований они выбрали 3,6-метровый телескоп на Гавайях с традиционно неприхотливым названием Canada – France – Hawaii Telescope («Телескоп Канада – Франция – Гавайи»), или CFHT[36]. В 1979 году Уокер и Кэмпбелл предложили использовать в качестве эталона длины волн линии поглощения фтористого водорода48. Работать с фтористым водородом из-за его токсичности было небезопасно, но оно того стоило! Погрешность измерения радиальных скоростей теперь составляла ±15–25 м/c, и на нее никак не влияла переменчивая атмосфера Земли. Для сравнения: амплитуда колебания радиальной скорости движения Солнца, вызванная взаимодействием с Юпитером, составляет около 13 м/с. Если бы Юпитер имел чуть бо́льшую массу или находился чуть ближе к Солнцу, амплитуда колебания радиальной скорости Солнца как раз попадала бы в «рабочий диапазон» спектрометра на телескопе CFHT. Это означает, что прибор, построенный Уокером и Кэмпбеллом, потенциально мог обнаруживать экзопланеты массой в несколько масс Юпитера. Гонка началась!

Благодаря методу доплеровской спектроскопии можно не только обнаруживать звезды, обладающие планетными системами, но и получать важную информацию об их планетах. Давайте считать, что у звезды вращается только одна планета. Наличие других планет принципиально ничего не изменит, но увеличит длину формул для расчетов. Итак, для начала нужно вычислить массу родительской звезды и расстояние между Солнцем и этой звездой, а затем искать массу планеты и параметры ее орбиты. Расстояние до относительно близкой звезды проще всего находить, измеряя годичный параллакс (большую полуось земной орбиты делим на параллакс). Световой поток слабеет пропорционально квадрату пройденного расстояния, а следовательно, легко определяется светимость звезды. Ну а масса звезд пропорциональна их светимости, поэтому тоже легко находится. Получив основные характеристики звезды, астрономы вычисляют характеристики планеты.

Период колебаний радиальной скорости звезды равен периоду орбитального вращения планеты. Зная, сколько на планете длится год, можно рассчитать расстояние между планетой и звездой согласно третьему закону Кеплера. Масса предполагаемой планеты прямо пропорциональна амплитуде колебания радиальной скорости звезды. Важно то, что радиальная скорость дает нам только минимальную массу гравитационно связанного со звездой объекта, поскольку радиальная скорость – лишь составляющая полной скорости звезды. Масса планеты, которую находят благодаря методу радиальных скоростей, может быть представлена как произведение двух неизвестных величин: фактической массы планеты и sin(i) – множителя, который характеризует наклон орбиты по отношению к земному наблюдателю.

Открывателями первого внесолнечного мира хотели быть многие, но Уокер и Кэмпбелл в 80-х годах стали фаворитами этой гонки. Они сосредоточили свои усилия на наблюдениях всего лишь за 20 звездами, надеясь, что среди них окажется звезда с собственной планетой. И удача им улыбнулась. В 1988 году, через семь лет после начала охоты, они объявили, что обнаружили экзопланету у звезды в двойной системе Гамма Цефея49. Звезда демонстрировала переменчивую амплитуду радиальной скорости в 25 м/c с периодом 2,5 года. Это была заявка на грандиозный успех, но уже в 1992 году ученые опубликовали статью с опровержением этого открытия, так как они посчитали, что перепутали собственное вращение звезды с влиянием планеты-компаньона.

Почти одновременно с Уокером и Кэмпбеллом, в 1989 году, Дэвид Латам объявил об открытии совместно с коллегами внесолнечной планеты HD 114762 b в 126 св. годах от Земли50. Неуклюжее название планеты происходит из астрономического правила именовать звезды следующим образом: первые буквы и цифры представляют звезду, вокруг которой вращается планета (HD значит, что звезда взята из каталога Генри Дрейпера, 114762 – ее координаты на небе), а буква в конце (в данном случае b) соответствует порядковому номеру планеты (b – первая планета от звезды, c – вторая, d – третья и так далее). Буква a закрепляется за самой звездой, но часто опускается. Если же звезды принадлежат к двойной системе, то одна звезда обозначается заглавной буквой A, а другая – B.

Громкого открытия не получилось. У исследователей оставались сомнения в том, была ли обнаружена именно планета. Могло случиться и так, что это, например, компаньон HD 114762 – никакая не планета, а звезда, и она вращается по орбите, имеющей sin(i), близкий к 0. В этом случае для наблюдателя с Земли система вела бы себя точно так же, как и звезда с планетой, находящейся на орбите с sin(i), близким к 1. Всё как у людей: внешность обманчива. В 2002 году выяснилось, что HD 114762 на самом деле двойная звездная система, но вопроса о наличии у HD 114762 A[37] экзопланеты это не снимало51. В 2012 году подтвердилось существование газового гиганта или коричневого карлика на орбите вокруг HD 114762 A52. А в 2019-м удалось доказать, что звездный спутник имеет орбиту с крайне низким наклоном (большим sin(i)) и, следовательно, массу, превышающую 100 M_J53. Таким образом, HD 114762 A b является коричневым или даже красным карликом.

В 1989 году Дидье Кело, аспирант Мишеля Майора, начал работать над докторской диссертацией. Его задача заключалась в написании программного обеспечения для нового спектрометра ELODIE. Этот спектрометр, созданный Андре Бараном и Мишелем Майором, должен был заменить CORAVEL в обсерватории Верхнего Прованса. Перед ними стояла цель достигнуть погрешности измерения радиальных скоростей звезд хотя бы в ±50 м/c. Такой показатель представлялся достаточным для поиска и изучения коричневых карликов.

Одной из инноваций ELODIE был отказ от газовых ячеек и замена их на плазменные ториевые лампы, создающие вместо линий поглощения характерные линии излучения. Такой способ калибровки длины волн был более трудозатратным в реализации и мог дать даже бо́льшие инструментальные погрешности, чем при использовании газовых ячеек. Однако риски погрешностей были снижены благодаря использованию оптоволокна для передачи света от телескопа на теплоизолированный спектрометр (еще одно новшество ELODIE), поддержанию постоянной температуры в помещении, где находился спектрометр, и возможности работать с более широкой частью спектра. Программное обеспечение, написанное Кело, позволяло находить радиальные скорости звезд всего за несколько минут. А после того как с помощью ELODIE начали проводить измерения радиальных скоростей, оказалось, что погрешность составляет примерно ±13 м/c! Это стало для Майора и Кело сюрпризом и большой удачей.

Благодаря тому, что их инструмент работал намного лучше, чем ожидалось, Мишель Майор и Дидье Кело решили заняться поисками гигантских планет. В апреле 1994 года они начали следить за 142 яркими звездами, а уже в ноябре 1994 года Дидье Кело обнаружил, что 51 Пегаса ведет себя очень странно: ее радиальная скорость менялась с периодом около 4,2 суток. Звезда как будто танцевала в пространстве. И это говорило о том, что на орбите вокруг нее находится некий массивный объект с очень коротким периодом обращения.

Когда Кело рассчитал массу планеты и радиус ее орбиты, он был очень озадачен. Полученные значения не имели никакого смысла и выглядели нелепо. По ним выходило, что экзопланета, которая весит как пол-Юпитера, гораздо ближе к своей родительской звезде, чем Меркурий к Солнцу.

Масса обнаруженной планеты явно указывала: это газовый гигант (сложно было поверить в существование каменистых планет столь огромной массы). Но тот факт, что планета, принадлежащая тому же классу, что и Юпитер с Сатурном, находится совсем не там, где должна находиться, казался невероятным. Модель планетообразования, созданная во второй половине XX века, гласила: лишь в далеких от звезды областях пространства существуют условия для образования газовых гигантов, а следовательно, именно там они и могут быть расположены. Найти планету, похожую на Юпитер, так близко к звезде – все равно что наткнуться на тропический сад на Северном полюсе. Но между тем с цифрами спорить было сложно.

Рисунок 11. График колебания радиальной скорости 51 Пегаса b из оригинальной статьи Майора и Кело. Амплитуда колебаний около 60 м/с