Текст книги "Загадки космоса. Планеты и экзопланеты"

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]32
  Более подробно история спектроскопии описана в прекрасной книге Hearnshaw J. B. The Analysis of Starlight: Two Centuries of Astronomical Spectroscopy. Cambridge: Cambridge University Press, 2014.


[Закрыть]. 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]33
  Переменные звезды – звезды, яркость которых меняется со временем. Магелланово облако – карликовая галактика, спутник Млечного Пути.


[Закрыть] и шаровых скоплениях. Также удалось выяснить, что коричневые карлики[34]34
  Коричневый карлик – субзвездный объект, то есть промежуточный между планетой и звездой. Обладает достаточной массой, чтобы переплавлять водород в гелий, но способен поддерживать и менее энергоемкие ядерные реакции.


[Закрыть] – 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]35
  Аналогом степени Doctor of Philosophy, или PhD, в России служит степень кандидата наук.


[Закрыть]. 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]36
  Именно с помощью этого телескопа в 1999 году на Марсе нашли метан.


[Закрыть]. 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]37
  С этого момента приходится использовать заглавные буквы, чтобы различать звезды в этой системе.


[Закрыть] 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

После открытия Майор и Кело были осторожны с выводами и почти год хранили молчание. Слишком много за последнее время поступило сообщений об обнаруженных экзопланетах, и все они в итоге оказались ошибочными. В очередной раз смешить публику или поднимать шумиху в газетах не хотелось. Нужно было все тщательно перепроверить.

К 1995 году Майор и Кело провели еще серию наблюдений. Ошибки они все же не нашли – можно было публиковаться. И 23 ноября 1995 года в Nature появилась статья с описанием открытия за их авторством⁵⁴. Впоследствии этой планете дали имя Димидий. За обнаружение первой планеты у солнцеподобной звезды Мишель Майор и Дидье Кело получили в 2019 году Нобелевскую премию. Нобелевский комитет не изменил себе – ученые ждали свою награду многие годы.

Планета у 51 Пегаса оказалась не единственным исключением из «правил». Уже в 1996 году методом радиальных скоростей были открыты еще пять планет – и все они оказались газовыми гигантами на близких к своим звездам расстояниях. При таких расстояниях их газовые оболочки должны иметь температуру, измеряющуюся тысячами градусов. Астрофизики назвали этот класс планет «горячие юпитеры». Пройдут годы, закончится XX век, мы вступим в новое тысячелетие, и станет ясно, что в Галактике много таких планет.

Начиная с середины 90-х годов и до 2012 года доплеровская спектроскопия оставалась самым продуктивным способом обнаружения экзопланет. Три четверти из них имеют массу от 0,5 до 13 M_J. Более 40 % – это горячие юпитеры, и находятся они на меньшем расстоянии от своих звезд, чем Земля от Солнца, а их масса равна от 0,5 до 10 M_J.

Что же это значит? Огромное число планет в нашей галактике принадлежит к типу планет, который не встречается в Солнечной системе? Как такое возможно?