Александр Громов - Удивительная Солнечная система

Способов три основных и два с крайне ограниченным применением. О некоторых уже говорилось выше, но повторить будет не вредно. Итак, первый из основных способов: выявление волнообразности линии собственного движения звезды. Второй: выявление периодического смещения спектральных линий вследствие ускорения либо замедления движения звезды под действием притяжения планеты (или планет). Третий: обнаружение периодического уменьшения светимости звезды при прохождении планеты по ее диску – совсем как в затменно-переменных звездах. Этот способ годится лишь в том случае, если направление на звезду практически совпадает с плоскостью ее орбиты – или орбита планеты очень мала.

Но именно третьим способом было открыто множество экзопланет – так называют планеты, обращающиеся возле других звезд (от греческого «экзо» – «вне», «снаружи»). Увидеть или сфотографировать их с помощью телескопа крайне сложно, вот и приходится «ловить» периодические слабые колебания яркости звезды. Проблема визуального обнаружения заключается и в слабости самой планеты, и, главное, в ореоле вокруг звезды. Планета попросту тонет в нем. Даже при самых благоприятных атмосферных условиях или, допустим, при наблюдениях из космоса звезда никогда не бывает точкой. Ее изображение, даваемое телескопом, всегда состоит из центрального пятна и окружающих его концентрических колец Эри, быстро слабеющих по мере удаления от центрального пятна. На пятно в идеальном (практически недостижимом) случае приходится 84 % света звезды, а остальное – на кольца. (Чем хуже оптика телескопа, тем шире кольца и тем больше света «перекачивается» в них из центрального пятна.) Таковы законы оптики, спорить с ними бесполезно. Угловые размеры пятна и колец зависят лишь от апертуры оптического инструмента. Апертуру телескопа (иногда называемую входным отверстием и часто – диаметром объектива, хотя для некоторых оптических систем апертура не равна диаметру объектива) нельзя увеличивать до бесконечности – этому помешают технологические и финансовые причины. Но можно применить оптическую интерферометрию, когда два или более разнесенных телескопа объединены в систему. Технологически это очень непросто, но возможно. Например, телескоп VLT (Very Large Telescope), построенный в пустынном чилийском высокогорье, состоит из четырех 8,2-метровых зеркал, способных работать как порознь, так и совместно. Разрешающая способность такой системы определяется уже не апертурой одного зеркала, а базой – расстоянием между зеркалами. С помощью оптической интерферометрии «ловцы» экзопланет пытаются увидеть то, что никакими другими способами увидеть не удается. В последние годы это начало получаться, но пока очень редко. Вдобавок оптическая интерферометрия – пока еще не способ открыть экзопланету, а лишь возможность увидеть экзопланету, открытую другим способом.

Четвертый способ, имеющий гораздо более ограниченное применение, чем затменный, основан на эффекте гравитационного микролинзирования. Из общей теории относительности следует, что в поле тяготения световые лучи должны искривляться, как траектория стального шарика, пущенного по полу и прокатившегося по пологой ямке между ее краем и центром. Метод гравитационного линзирования широко применяется для исследования самых дальних областей Вселенной, когда гравитационная линза (скажем, далекая галактика, едва-едва заметная в крупнейшие современные телескопы) повышает яркость объекта (скажем, очень далекого квазара), находящегося далеко за линзой, и делает возможным его обнаружение. Гравитационное микро линзировaние – в принципе то же самое, но на меньших расстояниях и с меньшими массами гравитационных линз. В качестве линзы может выступать, например, обыкновенная звезда.

Метод обнаружения экзопланет при помощи гравитационного микролинзирования сродни проверке качества оптики телескопа по реальному небу. Исследователей не слишком интересует то, что находится за линзой, – лишь бы там находилось что-нибудь излучающее (например, галактика). Исследованию подлежит сама звезда, являющаяся гравитационной линзой. Если у этой звезды имеются планеты, то их можно обнаружить по несимметричности кривой блеска и некоторым другим эффектам. Приятно, что этот метод чувствителен к планетам малой массы, вплоть до земной. По состоянию на сентябрь 2011 года этим методом открыто 13 экзопланет.

Наконец, пятый способ и вовсе экзотический. Он годится только для поиска планет, обращающихся вокруг нейтронных звезд, причем не всех из них, а только тех, которые являются пульсарами. Нейтронная звезда образуется при взрыве сверхновой, причем опять-таки не всякой сверхновой. При взрыве звезды ее внешние слои разлетаются с большой скоростью во все стороны, образуя характерную расширяющуюся туманность, а ядро, согласно теоретическим моделям, может превратиться либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру, либо ядро вообще разрушится, и тогда на месте звезды не останется просто ничего. Конкретный сценарий взрыва зависит прежде всего от массы звезды. В нейтронные звезды превращаются ядра сравнительно небольшой массы.

Что такое нейтронная звезда? Это весьма небольшой объект с характерным радиусом всего-навсего 10 км при типично звездной массе, состоящий преимущественно из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов. В начале своей жизни нейтронная звезда чрезвычайно сильно намагничена и бешено вращается.

К примеру, нейтронная звезда, находящаяся в центре знаменитой Крабовидной туманности – остатка взрыва сверхновой в 1054 году, – имеет период вращения вокруг своей оси 0,033 с, и найдены нейтронные звезды, вращающиеся еще быстрее. Правда, с течением времени вращение нейтронных звезд понемногу (очень понемногу!) замедляется, но молодые нейтронные звезды вращаются невероятно быстро. Оно и понятно: ведь им при рождении досталась значительная часть момента вращения погибшей при взрыве звезды, а радиус нейтронной звезды крайне мал. Естественно, нейтронная звезда будет крутиться с бешеной скоростью.

Нейтронной звезде достается и магнитное поле «родительской» звезды, вследствие чего напряженность магнитного поля у поверхности нейтронной звезды просто чудовищна. Собственно, наличие мощнейшего магнитного поля при чрезвычайно быстром вращении и сделало нейтронные звезды (во всяком случае молодые) легко наблюдаемыми в радиодиапазоне объектами. Если магнитное поле нейтронной звезды дипольное, то в ее магнитосфере формируются два конуса излучения радиоволн, а поскольку магнитные полюса вообще редко совпадают с полюсами вращения, нейтронная звезда начинает излучать импульсы радиоволн по принципу проблескового маячка. Все молодые нейтронные звезды являются пульсарами. Со временем, однако, магнитное поле нейтронной звезды слабеет, а вращение замедляется (все правильно: за мощнейшее радиоизлучение надо чем-то платить), и нейтронная звезда перестает быть пульсаром. Правда, она может стать им опять, если вновь раскрутится, поглотив сколько-то вещества со стороны и если ее магнитное поле не сильно ослабло. Этим «посторонним» веществом может стать газ, перетекший на нейтронную звезду от «нормальной» звезды-соседки, или планетное вещество, выпавшее на нейтронную звезду. Вот о планетах и поговорим.