Джон Уиллис - Все эти миры — ваши. Научные поиски внеземной жизни

Мерцание звезд, которые мы видим на ночном небосклоне, объясняется турбулентностью земной атмосферы. Если поменять место наблюдения и проводить наблюдения звезды из космоса — что мы и делаем посредством расположенных там телескопов, — дрожащие, колышущиеся изображения замрут в неподвижности.

Однако некоторые звезды отличаются удивительным непостоянством: пульсации их обширной атмосферы, состоящей из плазмы, вызывают изменения яркости, подобные медленному биению звездного сердца. Но, если мы ограничимся только «порядочными», неизменными звездами, иногда на их диске можно разглядеть слабое, еле заметное затемнение — изменения яркости происходят с регулярностью часового механизма. Это признак наличия планеты. Незначительное уменьшение яркости родительской звезды вызвано прохождением по ее диску планеты. Мы называем это явление транзитом. На практике это очень похоже на солнечные затмения, которые мы наблюдаем с Земли, хотя в данном случае свет звезды нам закрывает планета, а не наша Луна.

Планетные транзиты происходят и в нашей Солнечной системе. С Земли регулярно можно наблюдать, как Венера проходит по диску Солнца. Ей требуется примерно 7 часов, чтобы закончить проход. Во время транзита Венера закрывает незначительную часть солнечной поверхности. Какую именно? С Земли Венера выглядит как черный круг, движущийся по солнечному диску. Как известно, площадь круга равна числу π, умноженному на квадрат его радиуса. В данном случае радиус Венеры приблизительно равен 6000 км. Площадь солнечного диска равна числу π, умноженному на квадрат радиуса Солнца — 700 000 км. Отсюда получаем, что доля солнечного света, которую закрывает от нас транзит Венеры, равна отношению квадратов радиусов, т. е. одна десятитысячная часть.

Это если смотреть на Венеру с Земли. Но что бы увидел удаленный наблюдатель, если бы следил за прохождением по солнечному диску такой большой планеты, как, например, Юпитер? Юпитер примерно в 11 раз больше Венеры. Доля солнечного диска, которую будет закрывать транзит Юпитера, составит одну сотую, или 1 %. Современным земным телескопам вполне по силам зафиксировать такое изменение яркости. С учетом всего сказанного неудивительно, что первыми экзопланетами, обнаруженными с помощью транзитного метода, были миры размером с Юпитер, обращающиеся вокруг звезд, похожих на наше Солнце.

Но что, если орбита, по которой вращается планета, такова, что не оказывается между нами и родительской звездой? Что, если наши звездные системы расположены под таким углом друг к другу, что мы видим планету движущейся по орбите вокруг своей звезды? Тогда наше взаимное расположение в космосе таково, что планета никогда не окажется между нами и звездой — мы никогда не увидим транзита в этой системе ‹‹1››.

Это действительно так. Мы наблюдаем транзит, только если планета оказывается на одной линии со звездой и наблюдателем с Земли. Имеет ли это какое-то принципиальное значение? Нет, ни малейшего. В зависимости от размера звезды, размера планеты и радиуса орбиты мы можем ожидать, что только 10 % далеких планет будут проходить между нами и своей родительской звездой. Во всех других отношениях эти 10 % планет ничем не будут отличаться от остальных. И только случайность решает, сможем ли мы наблюдать их транзит или нет.

Что мы можем узнать о планете на основании периодических затмений ее родительской звезды? Во-первых, мы можем определить период ее обращения. Если транзит наблюдается каждые 20 дней, это значит, что планета совершает один оборот вокруг звезды каждые 20 дней. Это очень просто. А что нам скажет процент уменьшения яркости? На основании этого значения мы можем рассчитать отношение площади проекции планеты к площади проекции звезды, что в свою очередь даст нам возможность определить соотношение их радиусов. Еще один важный момент заключается в том, что все звезды подчиняются одним и тем же физическим законам. Если вам известна светимость звезды и температура ее поверхности, вы можете очень точно рассчитать ее радиус. Затем, зная параметры транзита, можно определить радиус планеты. Если к тому же вы сможете измерить массу планеты с помощью доплеровской спектроскопии, вы сразу узнаете ее плотность. Это позволит вам составить представление о физических свойствах планеты: плотная и твердотельная или разреженная и газовая.

Итак, благодаря относительно простым наблюдениям вы можете узнать период обращения планеты и ее радиус (а также массу и плотность). Наблюдения, которые используются для обнаружения транзита, также дают нам массу сведений о звезде, вокруг которой обращается планета: более массивная, яркая и горячая, чем наше Солнце, или, наоборот, меньше, тусклее и холоднее. На самом деле мы можем узнать даже больше. Но прежде, чем мы поговорим об этом, я бы хотел вам представить моего друга Иоганна Кеплера.

Иоганн Кеплер жил на территории современной Германии и Австрии с 1571 по 1630 г. Он был астрономом и математиком, современником и корреспондентом Галилея. На его судьбу, как и на судьбу Галилея, в значительной степени повлияли религиозные преобразования и войны, которые бушевали в то время в Европе. Я бы хотел объяснить, почему Кеплер — настоящий герой и подвижник науки, хоть он и не снискал такой широкой славы, как Галилей. Кеплер — герой по крайней мере в моих глазах, поскольку он был первым ученым, который сумел понять, что его представления об устройстве Вселенной были неверны. Неверны, потому что они не согласовывались с результатами наблюдений. Его дорога к величию отмечена не столько открытиями, сколько отказом от прежних воззрений.

Сказать, что Кеплер был очарован движениями планет, — это почти ничего не сказать. Он был одержим ими. В своем первом крупном труде Кеплер сформулировал законы движения планет с помощью системы правильных многогранников, или Платоновых тел ‹‹2››, вписанных в сферы орбит планет. Эта модель выглядела очень эффектно и вносила приятную глазу математическую гармонию в недавно вошедшую в обиход гелиоцентрическую систему. Но, к сожалению, она оказалась неверна. Кеплер обнаружил свою ошибку, воспользовавшись методом, который с тех пор применяется всеми учеными: он попытался на основании своей модели предсказать положение планет в небе и сравнил свои выкладки с имеющимися наблюдениями. Стоит отметить, что для этого потребовалось выполнить вручную такое количество невероятно кропотливых вычислений, какое едва ли возможно себе представить в наш компьютерный век.

Хотя сам Кеплер был не слишком хорошим наблюдателем, ему удалось (после ожесточенных споров) стать хранителем огромного каталога астрономических наблюдений, скрупулезно проделанных его предшественником и наставником Тихо Браге. Кеплер работал помощником Браге вплоть до смерти последнего в 1601 г., и эти два таких разных по характеру человека не испытывали друг к другу большой симпатии. Однако стоит подчеркнуть, что у Кеплера хватило мудрости не подвергать сомнению результаты работ Тихо Браге. Ошибка астрономических наблюдений в каталоге Браге обычно не превышала двух угловых минут.