До недавнего времени многие ученые полагали, что планеты – весьма редкое явление в космосе. Такой взгляд с очевидностью вытекал из теории происхождения планет английского астронома Джинса. Согласно этой некогда популярной теории, планеты Солнечной системы образовались из языка солнечного вещества, который был выхвачен гравитационными силами проходившей мимо Солнца массивной звезды. Струя вещества, выплеснувшаяся в космос, имела веретенообразную форму – с утолщением в центральной части и сравнительно тонкими концами. Поэтому ближайшие к Солнцу планеты земной группы и наиболее удаленные вроде Плутона и других объектов пояса Койпера невелики по размерам и массе, а в центре Солнечной системы обосновались газовые гиганты. А поскольку сближение звезд – событие не только случайное, но и крайне редкое (во всяком случае, на задворках Млечного Пути, где находится наше Солнце), рождение планетных систем совершается весьма нечасто. Правда, сегодня теория Джинса представляет в значительной мере исторический интерес, так как на смену ей пришел иной сценарий: практически одновременное возникновение планет и Солнца из вращающегося газово-пылевого облака. Как бы там ни было, но теории остаются теориями, а мы желаем знать наверняка, существуют ли планетные системы у других звезд.
Разумеется, прямое оптическое наблюдение планет возле других звезд невозможно даже сегодня и вряд ли будет возможно в обозримом будущем. И хотя научно-технический прогресс поспешает вперед семимильными шагами, существуют запреты принципиального характера. Планеты, как известно, представляют собой небесные тела, которые светят отраженным светом своего солнца, поэтому их блеск на фоне сияния материнской звезды практически неразличим. Разглядеть чуточную искорку на фоне полыхающего костра до сих пор не удавалось еще никому. Возможно, что в центре Млечного Пути, где звезды сбиваются в тесные стаи, визуальное отслеживание планет не представляет особых трудностей, но на периферии нашей Галактики фиксация планет у соседних звезд оборачивается почти неразрешимой задачей. Спиральные рукава Млечного Пути, в одном из которых прозябает наше Солнце, отстоящее от центра Галактики на 26 тысяч световых лет, не могут похвастаться высокой плотностью звездного населения. Это отнюдь не Голландия, не Бельгия и не долина Ганга, где люди сидят друг у друга на головах, а скорее Якутия или Чукотка. В наших галактических широтах очень много свободного места. Напомню вам, читатель, что даже ближайшие звезды лежат невообразимо далеко: расстояние до Проксимы Центавра (кстати, «проксима» в переводе с латыни означает «ближайшая») составляет 4,3 световых года, знаменитая «летящая» звезда Барнарда отстоит от Солнца на 6 световых лет, а до Сириуса – самой яркой звезды нашего неба – почти 9 световых лет.
Если взять куб со стороной в 10 световых лет, то в нем в лучшем случае поместятся две-три звезды. А вот в заурядном шаровом скоплении, лежащем неподалеку от центра Галактики (в составе Млечного Пути таких скоплений около 200), на 100 кубических световых лет приходится несколько сотен звезд. Плотность звездного населения там в несколько тысяч раз выше, и ночное небо в тех краях должно быть необыкновенно ярким. Итак, подчеркнем еще раз: прямое оптическое наблюдение вне-солнечных планет (или экзопланет, как их стали называть сегодня) не представляется возможным.
Но если экзопланету нельзя обнаружить непосредственно, то, быть может, в распоряжении современной астрономии имеются косвенные методы их выявления? В настоящее время таких методов предложено несколько – астрометрический способ, метод лучевых скоростей, наблюдение транзитов и некоторые другие. Я не стану вдаваться в технические детали и по косточкам разбирать каждый из этих подходов, а отмечу только, что большинство современных методов обнаружения экзопланет основывается на учете гравитационных возмущений в движении звезд. Дело в том, что любое массивное тело (например, планета), вращаясь вокруг звезды, воздействует на нее силой своего тяготения. При этом планета как бы слегка подтягивает звезду к себе, а поскольку за счет движения по орбите она периодически оказывается по разные стороны от светила, то и звезда периодически смещается в разных направлениях под действием гравитации планеты. Другими словами, если планета движется по орбите вокруг материнской звезды, то и звезда, в свою очередь, не остается неподвижной, а описывает крохотную окружность в пространстве под влиянием сил тяготения своего естественного спутника. Таким образом, оба тела в действительности вращаются вокруг общего центра масс, который астрономы называют барицентром.
Разумеется, масса планет ничтожно мала по сравнению с массой звезды, поэтому размах ее колебаний весьма невелик. Скажем, Солнце под воздействием притяжения Юпитера (а это самая массивная планета) колеблется относительно центра масс Солнечной системы со скоростью всего 12,5 метра в секунду. Для Земли или Венеры эта величина еще меньше и составляет примерно 0,1 метра в секунду. Можно сказать, что Солнце чуть-чуть покачивается при движении планет по своим орбитам, а барицентр Солнечной системы лежит, таким образом, внутри нашего светила. До самого недавнего времени чувствительность аппаратуры, имеющейся в распоряжении астрономов, была явно недостаточна, чтобы обнаружить легкие небесные тела у других звезд. И хотя такие попытки неоднократно делались, все они находились на пределе экспериментальной точности и подвергались обоснованному сомнению.
Положение изменилось только в начале 90-х годов прошлого века, когда появились спектрометры нового поколения, позволявшие гораздо точнее измерять лучевые скорости звезд. Что такое лучевая скорость? Если у звезды имеется спутник (другая звезда или планета), то при движении вокруг барицентра лучевая скорость звезды (скорость ее приближения или удаления от наблюдателя по лучу зрения) будет испытывать колебания с периодом, равным периоду обращению звезды вокруг центра масс. Чувствительность аппаратуры в конце XX столетия выросла, по крайней мере, на порядок, так что стало возможным находить внесолнечные планеты, сопоставимые по массе с Юпитером.
Помимо астрометрического метода и метода лучевых скоростей, существует еще один способ обнаружения экзопланет – так называемое наблюдение транзитов. Если поймать планету в момент ее прохождения по диску звезды, можно не только вычислить ее массу, но и определить размеры (объем), а следовательно – рассчитать плотность. Разумеется, различить темный кружок на точечном диске звезды нельзя (даже в самый мощный телескоп звезды выглядят безразмерными точками), однако измерить небольшое уменьшение потока света от звезды вполне возможно. К сожалению, метод наблюдения транзитов требует выполнения особых условий: планета, ее звезда и земной наблюдатель должны располагаться в одной плоскости (в плоскости кеплеровской орбиты, как говорят астрономы). Такая удача выпадает сравнительно редко, поэтому случаи наблюдения транзитов можно буквально пересчитать по пальцам. Тем не менее овчинка стоит выделки, ибо только с помощью этого метода удается изучить ряд важных характеристик экзопланет, измерить их радиус и даже исследовать свойства их атмосфер.
Первый успех выпал на долю швейцарских астрономов М. Майора и Д. Квелоца, которым повезло обнаружить планету возле солнцеподобной звезды, обозначенной в каталоге как 51-я в созвездии Пегаса (51 Peg). Это знаменательное событие произошло в 1994 году, однако характеристики первой экзопланеты оказались настолько неожиданными, что ученые решили задержать публикацию, чтобы как следует перепроверить свои результаты. К 1995 году все сомнения отпали, и открытие вылупилось. Новая планета у 51 Пегаса поражала воображение. Ее масса примерно равнялась массе Юпитера, а расстояние от материнской звезды составляло всего 0,05 астрономической единицы, то есть в 20 раз меньше, чем от Земли до Солнца (и даже почти в 8 раз меньше, чем от Солнца до Меркурия). Планета совершала полный оборот вокруг звезды за 4,2 суток – такова была продолжительность ее года. Из-за близости к светилу температура ее поверхности превышала 1000 градусов по Кельвину.
