Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теерикор Пекка

Глава 32 Внесолнечные планетные системы и жизнь на экзопланетах

 

Впервые за всю историю человечества прибавление в семье планет произошло в 1781 году, когда Вильям Гершель открыл Уран, который сначала он принял за комету (см. главу и). А раз была найдена новая планета, хотя бы и случайно, то вероятность обнаружения следующих планет возросла. В конце XVIII века эти надежды усилились благодаря открытию эмпирического закона Тициуса-Боде, который, как тогда считали, точно предсказывает расстояния всех известных планет, включая Уран, но при этом говорит о несуществующей планете, которая должна находиться на расстоянии 2,8 а. е. от Солнца (см. врезку 11.1).

Рост числа планет.

В 1801 году итальянский астроном Джузеппе Пиацци (1746–1826) обнаружил объект, названный им Церерой, почти точно на расстоянии 2,8 а. е. от Солнца. Но Церера оказалась намного меньше других планет: ее размер не превысил 1000 км. Это открытие и последовавшие за ним открытиями других, еще более мелких, объектов между Марсом и Юпитером, в конечном счете привели к объединению этих «планеток» в новый класс — астероидов (поскольку в те годы при наблюдении в телескоп они напоминали звезды). Сейчас известны многие тысячи астероидов; некоторые из них движутся по орбитам во внутренней части Солнечной системы. За орбитой Нептуна обитают ледяные астероиды. Один из них — бывшая планета Плутон — недавно был понижен в звании, тогда как крупнейший из астероидов — Церера — получил повышение: оба они стали карликовыми планетами. Силой собственного тяготения они придали себе шарообразную форму, но при этом не могут оказать существенного гравитационного влияния на объекты, движущиеся по соседним орбитам.

На фоне доминирующего тяготения Солнца планеты тоже гравитационно влияют друг на друга, в разной степени, в зависимости от их масс и взаимных расстояний. Но даже с учетом влияния планет, вплоть до Юпитера и Сатурна, расчетная орбита Урана не вполне согласовывалась с его истинным положением. Эти небольшие расхождения позволили астрономам вычислить положение неизвестной планеты, возмущающей движение Урана. Вскоре вблизи предсказанного места действительно был обнаружен Нептун. В главе и мы рассказывали захватывающую историю этого открытия. Тот же метод возмущений астрономы пытались использовать и при поиске девятой планеты. Но открытие Плутона в ходе этого поиска, в общем-то, произошло случайно, так как масса Плутона слишком мала, чтобы заметно влиять на Нептун, который движется по своей орбите под управлением Солнца и подчиняясь небольшим возмущениям со стороны других массивных планет внутри его орбиты.

История открытия новых планет не была такой уж ровной. Начавшись тысячелетия назад, их список надолго ограничился планетами, видимыми невооруженным глазом, включая Сатурн. Затем случился взрыв энтузиазма и удачи, вызванный случайным открытием Урана, методичным поиском и открытием астероидов и Нептуна и, наконец, обнаружением Плутона благодаря упорству и счастливой случайности.

Попытки обнаружить экзопланеты путем измерения положения и скорости звезд.

В результате обнаружения новых планет в Солнечной системе мысль о возможности поиска планет вблизи других звезд перестала быть крамольной. Астрономы ожидали, что могут существовать иные планетные системы, вероятно, похожие на нашу, но понимали, что найти такие планеты — внесолнечные планеты, или экзопланеты — будет очень трудно. Четыре ближайшие к Солнцу планеты (Меркурий, Венера, Земля и Марс) — очень маленькие каменистые тела, причем масса наиболее крупной из них — Земли — составляет всего 1/300 000 массы Солнца. Четыре внешние планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) — газовые гиганты, но масса даже самого массивного из них — Юпитера — равна всего лишь 1/1000 массы Солнца.

Согласно третьему закону Ньютона, действие равно противодействию, а это означает, что если Солнце вынуждает планеты обращаться вокруг него, то и планеты в свою очередь заставляют Солнце двигаться. Сильнее других планет на Солнце действует Юпитер. Если смотреть на Солнечную систему извне (рис. 32.1), то его влияние проявляется в том, что Солнце то приближается к внешнему наблюдателю, то удаляется от него со скоростью 13 м/с. По сравнению с орбитальной скоростью Юпитера (13 км/с) это мизерная, но все же измеримая величина. Если же говорить о наблюдаемом положении на небе, то, пока Юпитер делает оборот по своей орбите радиусом 5 а. е., Солнце обращается по гораздо меньшему (5/1000 а. е.) кругу вокруг их общего центра масс. Эти два небольших эффекта — скорости и положения — дают нам способы обнаружения планет вблизи других звезд. Отметим, что эффект скорости становится заметным только в том случае, если орбита экзопланеты ориентирована к нам почти ребром.

Рис. 32.1. Схема движения Солнца и Юпитера вокруг их общего центра масс. Наблюдатель справа видит, как Солнце обращается по малому кругу, покачиваясь вверх и вниз по положению на небе и двигаясь вперед и назад относительно наблюдателя (прямая и пунктирная стрелки). При этом Юпитер находится в противоположном положении на своей гораздо большей орбите и движется в обратную сторону (прямая и пунктирная стрелки). Размер орбиты Солнца на рисунке по сравнению с орбитой Юпитера сильно преувеличен: в действительности отношение радиусов этих орбит соответствует отношению их масс (1000:1).

Считалось, что из-за слабости эффектов для их измерения придется наблюдать звезду в течение многих орбитальных оборотов планеты. Практически это было невозможно до появления компьютеров и новых технологий. Однако первые заявления об открытии экзопланет были сделаны еще в XIX веке. Тогда применяли астрометрический метод: пытались точно и многократно определять положение звезды в надежде заметить небольшие изменения в ее положении вследствие взаимного орбитального движения звезды и планеты. Особенно популярной в этом смысле оказалась двойная звезда 70 Змееносца. В 1855 году капитан У. С. Джекоб (W. S. Jacob) из обсерватории Ост-Индской компании в Мадрасе сообщил, что аномалии в орбитальном движении пары звезд делают «очень вероятным» наличие планеты в этой системе. В 1890-х годах уже знакомый нам Томас Си из Морской обсерватории США утверждал, что орбитальные аномалии указывают на присутствие темного тела, обращающегося вокруг одной из звезд 70 Змееносца с периодом 36 лет. Сейчас все это признано ошибкой наблюдателей.

Как мы уже знаем, планета типа Юпитера, обращаясь вокруг звезды типа Солнце на расстоянии 5 а. е., должна сдвигать звезду примерно на 0,005 а. е. Если наблюдать с расстояния 2 пк (около 413 000 а. е.), то такое движение будет соответствовать угловому покачиванию звезды на 0,0025" (менее одной миллионной доли градуса) с 11-летним орбитальным периодом планеты. Это соответствует примерно одной тысячной размера изображения звезды, размытого атмосферной неоднородностью при наблюдении с наземной обсерватории. Звезды какого типа желательно наблюдать, чтобы заметить столь малые колебания? Ясно, что звезда должна находиться как можно ближе Солнцу, чтобы наблюдаемый угол покачиваний был максимальным. Шанс обнаружить планету возрастает при наблюдении красных звезд главной последовательности, масса которых меньше, чем у Солнца, а значит, амплитуда колебаний больше. Низкая яркость такой звезды дает дополнительное преимущество, так как ее изображение меньше размывается, а значит, точнее можно измерить его положение.

Астрономы исследовали две таких близких звезды, пытаясь обнаружить их возможные колебания. Хорошим кандидатом считалась Звезда Барнарда — красная звезда главной последовательности, находящаяся на расстоянии всего 1,83 пк, то есть вторая по удаленности от Солнца (после системы альфа Кентавра). В 1963 году Питер ван де Камп (1901–1995) впервые объявил, что обнаружил планету у Звезды Барнарда; а позже, в 1980-х, заявил, что там две планеты. Он измерял положения звезд на фотопластинках, полученных в обсерватории Спрул (шт. Пенсильвания) с 1938 по 1981 год. Прошло несколько десятилетий, пока астрономы пришли к единому мнению, что это ошибочное заключение ван де Кампа было вызвано изменениями телескопа, после того как объектив был снят для промывки, а затем поставлен на место.

Вторым кандидатом для поиска колебаний положения стала звезда Лаланд 21185, еще одно красное светило главной последовательности на расстоянии 2,54 пк, четвертое по расстоянию от Солнца. Впервые о существовании планеты у этой звезды заявила в 1960 году Сузан Липпинкот из обсерватории Спрул. В 1996 году Джордж Гейтвуд из Обсерватории Аллегени (шт. Пенсильвания) сообщил об обнаружении спутников этой звезды, значительно менее массивных, чем планета Липпинкот. Кроме того, ван де Камп утверждал, что обнаружил планету с массой впятеро больше, чем у Юпитера, у звезды солнечного типа эпсилон Эридана. Но до сих пор ни одно из этих заявлений не подтверждено. Заподозренные звезды, как и другие ближайшие светила, стоят в списке на исследование космическими телескопами. Все старые наблюдения из-за сложностей их анализа, вызванных техническими ограничениями прежних наземных приборов, были выброшены в корзину.

В конце концов более успешным для обнаружения экзопланет оказался метод измерения колебаний скорости. Первое опубликованное сообщение об открытии, требующем последующего подтверждения, появилось в 1988 году. Его авторами были канадцы Брюс Кэмпбелл, Г. Уокер и С. Янг. Их наблюдения лучевых скоростей показали, что вокруг звезды гамма Цефея обращается планета. В 2003 году это открытие было подтверждено.

Экзопланетная астрономия реально началась в 1992 году, когда Александр Волыцан и Дейл Фрейл объявили об открытии двух или даже трех планет, обращающихся вокруг пульсара PRS В1257+12. Астрономов это крайне удивило, поскольку пульсары были последними в списке звезд, у которых ожидались планеты. Ведь считалось, что это остатки звезд, переживших вспышку сверхновой, которая должна была разрушить любые планеты. Посылаемые пульсаром равномерные радиоимпульсы позволяют очень точно следить за его положением, выявлять возмущения со стороны планет и таким образом обнаруживать их. Пульсар посылает сигналы как точные часы, и если планета движется вокруг пульсара, то мы замечаем, что эти «часы» то спешат, то отстают. Этот метод похож на метод лучевых скоростей, использующий эффект Доплера, с той лишь разницей, что вместо вычисления скорости звезды здесь измеряются и суммируются интервалы времени между последовательно приходящими импульсами. По существу, это позволяет определять изменение расстояния до пульсара. Этот метод обеспечивает точность хронометража до десятков миллисекунд, позволяя установить сдвиг в положении пульсара примерно на 0,00002 а. е.

Планеты вокруг пульсара, вероятно, сильно пострадали от взрыва сверхновой. Это могут быть выжившие ядра планет-гигантов, некогда похожих на Юпитер. Звезды, которые взрываются как сверхновые, живут недолго по сравнению с продолжительностью эволюции жизни на Земле. После взрыва от них остается нейтронная звезда, которая продолжает угрожать жизни на любой соседней планете. По-видимому, все три планеты движутся вокруг упомянутого пульсара почти в одной орбитальной плоскости (как в Солнечной системе), но размеры их орбит меньше, чем у Меркурия.

Вернемся к планетам у обычных звезд. Поскольку ожидаемые вариации скорости звезды были очень малы, удивлению астрономов не было предела, когда в 1995 году методом скоростей была открыта первая планета у звезды солнечного типа. Мишель Майор из Женевской обсерватории и его студент Дидье Келос объявили об открытии планеты, обращающейся вокруг звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 суток. Масса этой планеты не менее 0,47 массы Юпитера, а ее орбита удалена всего на 0,05 а. е. от звезды (около 1 % расстояния Юпитера от Солнца и в 8 раз ближе Меркурия к Солнцу). Именно благодаря своей близости к звезде планета вызывает у нее вариации скорости с амплитудой 6о м/с, что заметно превышает 13 м/с, вызываемых Юпитером у Солнца. Поэтому изменения скорости 51 Пегаса удалось обнаружить в значительно более короткой серии наблюдений, чем ожидалось.

В нашей Солнечной системе газовые планеты-гиганты расположены на периферии, а каменистые планеты — во внутренней области. Но первая же экзопланета, обнаруженная у звезды солнечного типа, оказалась гигантом, расположенным очень близко от светила. Это не согласуется с картиной Солнечной системы, но это именно то, что должен был дать метод лучевых скоростей. Уже обнаружены сотни экзопланет, причем большинство — методом лучевых скоростей. Похоже, что для таких систем типичны близкие к звезде планеты-гиганты. Эти гиганты вызывают настолько сильный возмущающий эффект, что планеты типа Земли не смогли бы там двигаться по устойчивым орбитам на расстоянии от звезды, пригодном для жизни. Означает ли это, что наша Солнечная система — исключение из правил? Есть ли надежда найти планеты типа Земли у других звезд?

Современные оптические спектрографы могут зафиксировать малейший сдвиг спектральных линий. В результате одного наблюдения они способны измерить скорость звезды с потрясающей точностью 0,6 м/с. Как мы знаем, под влиянием Юпитера Солнце колеблется относительно стороннего наблюдателя со скоростью 13 м/с. Для обнаружения объекта типа Юпитера на расстоянии 5 а. е. от звезды типа Солнца понадобится много независимых наблюдений в течение нескольких орбитальных периодов планеты. Для орбиты с периодом 12 лет потребовалось бы наблюдать весьма длительное время. С другой стороны, у планет типа Земли довольно короткий орбитальный период — всего год, но современная наблюдательная техника не позволит заметить вызванные такой планетой вариации скорости звезды, поскольку их амплитуда всего 0,1 м/с.

Рост массы планеты или уменьшение ее расстояния от звезды увеличивают вариации скорости, и, следовательно, повышаются шансы открытия планеты. Значит, этот метод нацелен на поиск планет-гигантов, близких к звезде. Более того, необходимо пронаблюдать влияние планеты в течение нескольких орбитальных периодов, прежде чем заявлять об открытии, а значит, и здесь предпочтение на стороне близких планет с коротким орбитальным периодом. К тому же этот метод не годится для обнаружения планет, орбитальная плоскость которых перпендикулярна лучу зрения. А поскольку большинство экзопланет найдено именно этим методом, то можно ожидать, что существует немало планетных систем, похожих на нашу, но недоступных для обнаружения этим наиболее успешным из современных методов. Разумеется, в астрономии мы часто сталкиваемся с эффектами селекции, поскольку проводим наблюдения издалека и не можем путешествовать среди звезд. Мы уже сталкивались с этим на примере эффекта Малмквиста (см. главу 21): на больших расстояниях удается увидеть только ярчайшие звезды и галактики — так сказать, вершину айсберга.

Другие методы поиска.

Для обнаружения экзопланет сейчас используется несколько методов. Каждый из них имеет свои ограничения, и все вместе они удачно дополняют друг друга. Например, метод прохождений, состоящий в поиске затмения звезды планетой, очень чувствителен к ориентации орбиты. Его преимущество состоит в том, что можно искать эпизоды прохождения планеты перед своей звездой одновременно у огромного количества звезд, фактически — у всех звезд в поле зрения камеры. Как показано на рис. 32.2, прохождение планеты размером с Юпитер перед Солнцем вызовет для удаленного наблюдателя ослабление блеска светила на 1 %, и это затмение с плоским минимумом продлится около 30 часов. Чтобы убедиться, что это явление вызвано именно планетой, нужно пронаблюдать по меньшей мере три затмения, которые будут происходить в точно рассчитанный день с периодом, например в случае Юпитера, около 12 лет. Этот метод очень удобен для короткопериодических орбит. А если привлечь еще и данные метода лучевых скоростей, то можно точно измерить не только размер, но и массу, а значит — и плотность планеты. Большинство экзопланет, изученных таким способом, имеют плотности, сравнимые с плотностью воды, но встречаются и очень рыхлые, с плотностью всего лишь в четверть плотности воды.

Рис. 32.2. Обнаружение экзопланеты по затмению. Планета (черный кружок) проходит перед диском звезды (большой белый кружок), приводя к ослаблению ее наблюдаемого блеска (см. график зависимости блеска от времени). Когда планета (пунктирный кружок) находится за звездой, она не оказывает влияния на блеск звезды (верхняя горизонтальная линия на графике).

Ранее мы уже рассказывали о гравитационном линзировании. Рассмотрим лучи света далекой звезды, идущие в сторону нашего телескопа. Если между телескопом и далекой звездой находится некоторый объект, например более близкая к нам звезда, то свет далекой звезды будет немного отклоняться ее тяготением и может сфокусироваться на нашем телескопе. При этом далекая звезда станет выглядеть ярче. Если же в роли гравитационной линзы окажется звезда с планетой, то явление будет двойным: на фоне пика яркости, вызванного звездой, появится пик яркости, вызванный планетой.

Для каждой планеты явление гравитационного линзирования уникально. Вероятность того, что его можно будет наблюдать еще раз, очень мала. Если орбитальная плоскость обнаруженной планеты ориентирована к нам ребром, то в принципе ее можно исследовать и в будущем, используя затмение. Этим методом можно находить далекие планеты, и это может быть лучшим способом обнаружить планеты земного размера.

А почему мы просто не смотрим на звезду в телескоп и не ищем рядом с ней планеты? Этот метод прямого изображения кажется простым, но на самом деле его очень трудно использовать из-за огромной разницы в яркости звезды и планеты. Для далекого наблюдателя наше Солнце ярче Юпитера примерно в миллиард раз. Чтобы снизить эффект ослепляющего света звезды, были разработаны изящные методы. Один из уже доказавших свою эффективность — вынос телескопа на орбиту, выше воздушного слоя, размывающего изображение. Способность космического телескопа разрешать малые углы ограничена в основном дифракцией световых волн. У космического телескопа «Хаббл» этот так называемый предел Рэлея для видимого света составляет 0,055". При таком разрешении, в принципе, можно увидеть раздельно Юпитер и Солнце с расстояния 95 пк (310 световых лет). Но на практике яркий свет звезды создает серьезные проблемы, поскольку он превосходит яркость планеты в 1 000 000 раз даже в первом дифракционном минимуме — наиболее выгодном положении планеты для ее обнаружения. В этом случае, чтобы зарегистрировать изображение планеты, потребовалась бы неделя драгоценного наблюдательного времени телескопа «Хаббл». Если основываться только на разрешении телескопа «Хаббл», то планету на такой орбите, как у Земли, можно было бы обнаружить с расстояния 18 пк. Но близкие к звезде планеты надежно прячутся в ее блеске. Планеты, далекие от звезды, легче увидеть, особенно если они большие и хорошо отражают свет. В тех немногих случаях, когда планеты обнаруживались непосредственно по их изображению, они располагались довольно далеко от своей звезды.

Европейская южная обсерватория (ESO) представила в 2007 году новый прибор для охоты за планетами — интегральный полевой спектрограф, разработанный под руководством Нираяна Тхатте. Он получает быструю последовательность изображений на разных длинах волн. В таких изображениях различные возмущающие эффекты меняются с изменением длины волны, но звезда и планета должны оставаться на одном и том же месте независимо от длины волны. Этот прибор будет использован на Очень Большом Телескопе (VLT ESO) в Чили. Сейчас VLT является самым передовым наземным телескопом: он имеет четыре 8,2-м инструмента, которые можно использовать как раздельно, так и вместе.

Рис. 32.3. Первое изображение экзопланеты было получено в 2004 году группой под руководством Гаёля Шови, использовавшей 8,2-м телескоп VLT Yepun (ESO) с системой адаптивной оптики в инфракрасном диапазоне (см. рис. 1 на цветной вкладке). Центральная звезда 2М1207 — это тусклый коричневый карлик в созвездии Кентавр, невидимый невооруженным глазом. Слева от него планета, которая примерно в пять раз массивнее Юпитера. С разрешения ESO.

До сих пор большинство экзопланет было обнаружено с помощью наземных телескопов (рис. 32.3). Позже открытие некоторых из них подтвердил космический телескоп «Хаббл». Но в будущем ситуация изменится. В 2006 году был запущен космический телескоп COROT, созданный Французским космическим агентством (CNES) совместно с Европейским космическим агентством (ESA). Одной из его главных задач является поиск экзопланет методом покрытий — по уменьшению блеска звезды в момент прохождении перед ней планеты. Несколько новых планет он уже обнаружил.

С этой же целью в 2009 году запущен космический телескоп «Кеплер» (NASA), который также нашел уже несколько новых планет. Планируется еще ряд космических обсерваторий для поиска экзопланет (например, New Worlds Imager, Darwin, Space Interferometiy Mission, Terrestrial Planet Finder, PEGASE).

И наконец, косвенным методом для обнаружения экзопланет могут стать наблюдения пылевых дисков вокруг молодых звезд. В таких дисках иногда заметны кольцевые области, свободные от вещества. Вероятно, это те области, где формирующиеся или новорожденные планеты вычищают окрестности своей орбиты.

Параметры экзопланет.

Из-за сильного влияния наблюдательной селекции большая часть открытых до сих пор экзопланет — это газовые гиганты на довольно маленьких орбитах (почти у 40 % орбит размер большой полуоси <0,4 а. е.). Можно лишь удивляться, что первые открытые в массовом количестве планеты оказались именно того типа, который меньше всего ожидался по теоретическим соображениям.

Орбиты планет в Солнечной системе почти круговые, а очень вытянутые орбиты наблюдаются лишь у комет. Экзопланеты и в этом смысле вызывают недоумение: у большинства из них орбиты довольно вытянутые, и только 10 % среди них имеют почти круговые орбиты. Более того, лишь около 10 % из обнаруженных планетных систем имеют более одной зарегистрированной планеты. Впрочем, это число непременно увеличится: наверняка будут открыты и другие планеты в тех системах, где сейчас известна лишь одна.

Планетные системы, в которых наблюдались затмения и измерялись скорости, служат богатыми источниками информации. По доплеровскому смещению линий мы можем вычислить орбитальные параметры, оценить массу планеты и определить ее скорость в тот момент, когда она проходит перед диском звезды, вызывая небольшое затмение. По четырем моментам контактов дисков планеты и звезды можно вычислить размер планеты и определить нижний предел размера звезды. Зная массу и размер планеты, легко вычислить ее плотность. Она уже измерена у дюжины из них: все они оказались газовыми гигантами.

С развитием методов наблюдения и по мере накопления данных обнаруживаются все менее массивные планеты. В 2000 году была открыта планета с массой Сатурна, а затем нашли планеты типа Урана и Нептуна. Первые указания на существование скалистой планеты появились в 2007 году. Стефан Удри с коллегами из Женевской обсерватории сообщили об открытии двух маломассивных планет, обращающихся вокруг звезды Глизе 581 (Gliese 581). Более крупная из планет в 7 раз массивнее Земли и движется по орбите радиусом 0,22 а. е. Вторая планета с массой 5 масс Земли обращается на расстоянии всего 0,07 а. е. от звезды; ее орбитальный период равен 13 суткам. Эта планета представляет особый интерес, поскольку на таком расстоянии от звезды вода может быть жидкой. Так что ледяная планета практически исключается; газовая планета маловероятна из-за небольшой массы; остается только планета из горных пород, которая может иметь жидкую воду (или вообще не иметь воды).

Заметим, что прохождения планеты перед диском звезды дают и другую важную информацию. Сравнивая спектр звезды во время прохождения со спектром, полученным между прохождениями, можно заметить два различия. Во-первых, небольшое уменьшение полного потока. Во-вторых, если часть света поглощается в атмосфере планеты, то при этом могут появиться некоторые дополнительные спектральные линии. Этот эффект очень мал. Но если он будет обнаружен, то расскажет нам о составе, температуре и плотности атмосферы планеты.

Дебра Фишер (Государственный университет, Сан-Франциско) и Джеф Валенти (Институт космического телескопа) в 2005 году обнаружили, что наличие у звезды планет сильно зависит от металличности (обилия железа относительно водорода) самой звезды. С ростом обилия железа возрастает и доля звезд с планетами. При обилии железа, равном половине солнечного, лишь 2 % исследованных звезд имеют планеты. А у звезд с обилием железа вдвое большим, чем на Солнце, планеты обнаруживаются в 10 % случаев. Это вполне объяснимо в рамках наших представлений о формировании планет. Чтобы газовая планета набрала массу, в аккреционном диске должны быть льды. Для образования льдов нужен кислород, содержание которого возрастает вместе с металличностью.

С другой стороны, низкая металличность не исключает существования планет. Их обнаружили и у звезд, бедных металлами. Крайние примеры — звезда-гигант НD 47536 и звезда главной последовательности НD 155358. Обилие металлов у них впятеро ниже солнечного, но обе они имеют по две планеты.

Двойные звезды и планеты.

Если третье тело, скажем, планету, поместить на случайную орбиту в двойной звездной системе, то весьма вероятно, что рано или поздно она будет выброшена из этой системы. Однако существуют некоторые семейства динамически устойчивых орбит, на которых планеты могут находиться очень дол го. Тесные двойные могут иметь общую планетную систему, где планеты обращаются по орбитам, воспринимая двойную звезду как единое «ядро». В очень широких двойных каждая из звезд может иметь собственную планетную систему. Но вообще в двойной системе возможны и совершенно особенные типы планетных орбит. Некоторым из них требуются определенные пределы для масс компонентов. Например, если легкий компонент двойной звезды в 26 или более раз уступает по массе более тяжелому компоненту, то возможны орбиты троянского типа. Такие орбиты известны в Солнечной системе и связаны с каждой из планет-гигантов. Астероиды-троянцы движутся вблизи точек равновесия, образующих равносторонний треугольник с двумя более массивными компонентами — Солнцем и планетой-гигантом. Существуют и другие типы стабильных орбит, но мы не станем сейчас углубляться в детали.

Как формируются планеты.

Стандартный сценарий формирования планет (см. главу 29) объясняет особенности Солнечной системы и вообще претендует на универсальность. Деление планет на внутренние каменистые и внешние газовые отражает распределение температуры в прото-планетном диске, а именно — где она выше или ниже необходимой для образования водяного льда. Но в этом сценарии невозможно объяснить формирование гигантских газо-жидких планет близко от звезды. Поэтому экзопланеты с орбитальным радиусом а < 0,4 а. е. представляют серьезную проблему. Еще большей проблемой являются «горячие юпитеры» с а < 0,05 а. е., которые составляют 10 % всех известных экзопланет. Решение этой загадки еще в 1980 году предложили Питер Голдрайх и Скотт Тремейн. Они предположили, что планета, сформировавшись в протопланетном диске, затем могла бы мигрировать в результате обмена моментом импульса между самой планетой и газовым диском. Компьютерное моделирование показало, что такая миграция может происходить быстро. Планета перемещается внутрь, потому что действующий на нее со стороны внешних частей диска тормозящий момент больше, чем ускоряющий момент со стороны его внутренних частей. Эта быстрая миграция (I типа) происходит за время не более одной десятой времени жизни аккреционного диска. Миграция другого рода (II типа) случается, если планета стала настолько массивной, что расчистила пространство вдоль своей орбиты в аккреционном диске. После этого планета перемещается медленно; при низкой вязкости диска ее движение по радиусу может вообще остановиться. Этими процессами можно объяснить, как горячие юпитеры подобрались близко к звездам солнечного типа. Разумеется, должен существовать и механизм остановки миграции, например приливный или магнитный момент сил звезды, создающий внутренний край аккреционного диска, или же полная диссипация самого диска (рис. 32.4).

Рис. 32.4. Пылевой диск вокруг молодой звезды, находящейся на расстоянии 320 световых лет в созвездии Весы. В этом диске могут формироваться планеты, но на его структуру влияют также и две соседние звезды этой тройной системы. Темное пятно — это область, где свет звезды был закрыт маской коронографа космического телескопа «Хаббл». С разрешения NASA, М. Clampin (STScI), И. Ford (JHU), G. Illingworth (UCO/Lick), J. Krist (STScI), D. Ardila (JHU), D. Golimowski (JHU), ACS Science Team и ESA.

Сценарий планетной миграции, как и стандартный аккреционный сценарий, предсказывают практически круговые орбиты пла-нет, как в Солнечной системе. Однако в экзопланетных системах мы видим вытянутые орбиты. Проще всего это можно было бы объяснить сильным гравитационным взаимодействием двух планет, попавших на резонансные орбиты. В этом случае эффект может возрастать нелинейно и в некоторый момент приводить к изменению орбит. Такие изменения могут быть умеренными, что, вероятно, и случилось с планетами-гигантами Солнечной системы. Но могут произойти и драматические изменения: одна из планет может быть выброшена из системы или же переведена на очень вытянутую орбиту.

Итак, мы видим, что исследования экзопланет сейчас развиваются очень активно. Пока еще мы не можем с полной уверенностью судить о том, какого типа планеты в каких условиях формируются. К августу 2010 года число экзопланет превзошло 475. Большинство из них — гиганты.

На каких планетах возможна жизнь? Зоны жизни

Чаще других открываемые газовые гиганты, близкие к своей звезде, кажутся совершенно непригодными для жизни. Если даже в их атмосферах обнаружатся вода, кислород или другие важные атомы или простые молекулы, то все равно для жизни там нет места. Однако не так давно были найдены две планеты, которые впервые могут оказаться, хотя бы в принципе, пригодными для жизни, пусть и с узкой зоной комфорта.

В 2005 году сообщалось о планете, обращающейся вокруг Gliese 581. Это была планета с массой Урана и орбитальным периодом около 5,3 суток. Как мы уже говорили, в 2007 году в этой же системе открыли еще две планеты с массами 5 и 7 масс Земли. Самое интересное заключается в том, что обе новые планеты расположены в зоне жизни красного карлика Gliese 581. Первая из них, вероятно, синхронно вращается в результате приливного захвата, а вторая находится вблизи границы зоны жизни.

Когда мы говорим о жизни, удобно ограничиться некоторыми простыми требованиями. В частности, условия на планете должны быть такими, чтобы вода оставалась в жидком состоянии какое-то разумное время. Она может замерзать зимой, и мы знаем, что для жизни это не так уж страшно, но она никогда не должна закипать. При нормальном атмосферном давлении температурный диапа-зон для жидкой воды составляет от о до 100 °C. Точка замерзания почти нечувствительна к изменению давления, а вот точка кипения весьма чувствительна. Если бы давление воздуха удвоилось, температура кипения стала бы равной 121 °C. Температурный диапазон от о до 50 °C выглядит наиболее подходящим не только для жизни, но и для стабильного водного мира.

Если мы знаем светимость звезды и расстояние от нее до планеты, мы можем оценить температуру планеты в состоянии теплового равновесия. При этом нужно учитывать альбедо (отражательную способность) и вращение планеты. Немалую роль при оценке температуры на поверхности играет и парниковый эффект, но его трудно определить без дополнительной информации о планете. В Солнечной системе, приняв для альбедо значение 0,5 (среднее между значениями Венеры и Земли), предположив медленное вращение планеты (как у Земли и Марса) и нулевой парниковый эффект, получим зону жизни от 0,75 до 1,05 а. е. Если альбедо равно 0,2, как у Марса, то зона жизни лежит между 0,95 и 1,32 а. е. Расстояние Земли от Солнца находится как раз в этих пределах. Увеличив альбедо, мы можем приблизить зону жизни к Солнцу, а уменьшив — отдалить ее. Однако нужно помнить и о парниковом эффекте.

В процессе эволюции звезды ее светимость меняется. За время жизни Солнечной системы светимость Солнца возросла примерно на 30 %. Когда в прошлом Солнце грело слабее, зона жизни была ближе к нему (на корень квадратный из светимости). При альбедо 0,5 ближняя граница передвинется на 0,66 а. е., а при альбедо 0,2 верхняя граница будет равна 1,6 а. е.; но Земля все равно остается в пределах зоны. Интересно отметить, что молодая Венера была хорошим местом для жизни; а Марсу, чтобы оказаться в зоне жизни, нужно было всегда иметь сильный парниковый эффект. В будущем, когда светимость Солнца возрастет, зона жизни сдвинется наружу, постепенно захватывая Юпитер и Сатурн. Для новых экзопланет оценки зон жизни можно сделать, опираясь на приведенные выше числа, масштабируя их пропорционально квадратному корню из светимости звезды. Что это означает? Если светимость звезды больше, то зона жизни будет на большем расстоянии. Для звезды, светимость которой в 9 раз превышает светимость Солнца, зона жизни будет на расстоянии около 3 а. е.

Такое определение зоны жизни кажется очевидным, но оно исключает некоторые потенциально возможные для жизни места в Солнечной системе, такие как спутник Юпитера Европа и спутники Сатурна Титан и Энцелад. Там могут быть водные океаны с пригодными для жизни областями типа «черных курильщиков», которые не зависят от Солнца, пока существуют внутренние источники тепла. Кроме того, на холодной периферии планетной системы, за пределом классической зоны жизни, возможно наличие полностью хемотрофных форм жизни, получающих энергию от химических реакций, а не от солнечного излучения. При рассмотрении вопроса о жизни в других планетных системах нужно помнить о таких возможностях.

Второе, что необходимо для жизни, это защита от космического вакуума и от потоков высокоэнергичных частиц и космических лучей. Защитой для жизни может стать твердая оболочка, например слой льда (как на Европе), или же атмосфера и магнитосфера (как на Земле). В связи с этим возникают интересные проблемы для планет у звезд-карликов спектрального класса М. Например, светимость красного карлика Gliese 581 настолько мала, что планета, чтобы оказаться в его зоне жизни, должна располагаться чрезвычайно близко от звезды. При столь малом расстоянии под влиянием приливного эффекта суточное вращение планеты синхронизируется с ее орбитальным движением, и поэтому она всегда окажется повернута к звезде одной своей стороной (как Луна к Земле). На противоположной стороне планеты будет вечная ночь. На этой холодной стороне не слишком массивная атмосфера просто осядет в виде снега. Только толстая атмосфера с эффективной циркуляцией может спасти планету от гибели.

Спектральный тип звезды тоже имеет большое значение для развития жизни. Особенно важны три характеристики. Первая — это время пребывания звезды на главной последовательности. Звезды спектральных классов от О до А, проводящие на ней менее 2 млрд лет, не оставляют планете времени для того, чтобы жизнь смогла развиться до фотосинтеза. Вторая важная характеристика — ультрафиолетовый поток, губительный для жизни. Он особенно силен у звезд тех же спектральных классов. С другой стороны, планеты у карлика спектрального класса М имеют в своем распоряжении достаточно времени. Но если жизнь родилась на такой планете, то наряду с проблемой синхронизации вращения из-за прилива может возникнуть и третья проблема, связанная с переменностью звезды. Карлики спектрального класса М, как правило, имеют активные хромосферы и демонстрируют частые вспышки. Поэтому приемлемыми для жизни остаются только звезды спектральных классов F, G и К.

В нашей Галактике не все области одинаково хороши для жизни. В звездном гало и во внешних областях диска обилие металлов низкое, а значит, условия для формирования планет и появления жизни на них неблагоприятные. Во внутренней части Галактики много молодых высокоэнергичных звезд. Там чаще происходят вспышки сверхновых и другие катастрофические явления. Это не препятствует формированию планет, но частые эпизоды частичного или полного вымирания биосферы могут помешать нормальному развитию жизни.

Резюмируя, можно перечислить астрономические условия, которые, как мы полагаем, необходимы для жизни: температура, при которой может существовать жидкая вода; защита от вакуума и вредного излучения, а также звезда приемлемого спектрального класса, расположенная в том месте своей галактики, где достаточно много металлов и минимум катастрофических явлений.

Жизнеспособность планет типа Земли. Как найти планету с биосферой.

Как может выжить маленькая каменистая планета в бурном круговороте эпохи формирования планетной системы? Гигантская планета, довольно медленно перемещаясь по радиусу в процессе миграции II типа, с большой вероятностью должна «смести» все маленькие планеты. Гигант может поглотить их или выбросить на новые орбиты на ранней стадии формирования. Тем не менее некоторые маленькие планеты все же могут пережить эту эпоху. И, разумеется, вовсе не очевидно, что в каждой планетной системе есть планета-гигант.

Однако гигантские планеты на очень вытянутых орбитах действительно опасны для планет типа Земли, поскольку весьма вероятно, что все планеты, движущиеся между крайними точками орбиты гиганта, рано или поздно испытают тесное гравитационное взаимодействие с ними. В этом случае планета типа Земли либо перейдет на другую орбиту, либо вообще будет выброшена из планетной системы. Такое изменение орбиты вредно для жизни на любой ее стадии, поэтому маловероятно обнаружение «живой» планеты в системе, где планета-гигант движется по вытянутой орбите.

Даже если сами газовые гиганты непригодны для жизни, следует учитывать вероятность того, что спутники этих гигантов могут быть по размеру близки к Земле и иметь пригодные для жизни условия, разумеется, если планета и ее спутники находятся в зоне жизни звезды.

Планеты с биосферами будут иметь некоторые общие свойства. Вероятно, на них окажутся существа с ДНК и белками. Жизнь будет основана на воде и т. д. Впрочем, возможны и некоторые исключения. Но если на планете есть жизнь, то непременно должны быть признаки неравновесного состояния атмосферы. На Земле это означает кислород и озон. В другом месте это может быть другая комбинация газов, но если мы не знаем, какая именно, то лучше искать кислород и озон. Следующее вещество, которое требует внимания, — это вода. Все перечисленные индикаторы есть в нашей атмосфере, но их нет, например, у Марса и Венеры.

Кислород, озон и воду можно выявить с помощью инфракрасной спектроскопии. Так же можно искать и признаки хлорофилла. В его спектре есть характерная «красная граница»: на интервале между 700 и 750 нм отражательная способность хлорофилла резко возрастает, поэтому в ближнем инфракрасном диапазоне растения кажутся очень яркими. Так что нужно искать резкий скачок в спектре отражения. Точная длина волны этого скачка может зависеть от параметров звезды и свойств пигментов, используемых для поглощения ее света.

Недавно появились новые перспективы для исследования атмосфер экзопланет: С. Бердюгина и Д. Флури (Цюрихский астрономический институт) и А. Бердюгин и В. Пиирола (Обсерватория Туорла, Финляндия) впервые зафиксировали свет, отраженный атмосферой экзопланеты. Для этого они следили за изменением поляризации света, приходящего от звезды и обращающейся вокруг нее планеты. Свет поляризуется, когда рассеивается атомами или молекулами атмосферы; этот же процесс окрашивает наше небо в голубой цвет. Изменение поляризации есть следствие движения по орбите планеты, через каждые двое суток проходящей перед диском звезды. По этим изменениям можно определить размер и некоторые другие характеристики атмосферы. Интересно, что это первое наземное поляриметрическое исследование «горячего юпитера», удаленного на 60 световых лет, было проведено с помощью небольшого 60-см телескопа KVA, установленного на острове Ла-Пальма и дистанционно управляемого учеными, находящимися за тысячи километров.

Мы здесь!

Для двусторонней связи разумно было бы использовать только нашу Галактику. Соседняя крупная галактика, в Андромеде, так далека, что ответа на вопрос пришлось бы ждать 5 млн лет.

Уже было предпринято несколько попыток информировать «других» о нашей цивилизации. Самым старым и наиболее эффективным является наш «призыв», которого мы даже не замечаем: последние 60 лет у нас существует мощное радиовещание, сигналы которого удаляются в космическое пространство каждый год на расстояние в 1 световой год. Сейчас «пузырь» земных радиосигналов имеет радиус 60 световых лет (18 пк). Уже тысячи звезд, попавшие внутрь этого «пузыря», могут слушать наши радиопередачи.

2 марта 1972 года был запущен космический зонд «Пионер-ю», а примерно через год в космос улетел и «Пионер-11»; и оба они унесли на борту небольшие алюминиевые пластины. На них изображена информация о нашем месте расположения в Галактике относительно нескольких радиопульсаров, положение нашей планеты в Солнечной системе, силуэты мужчины и женщины и их рост относительно размера самого зонда. А в в 1977 году на двух «Вояджерах» к звездам отправились «золотые диски». На них записаны изображения и звуки Земли, информация о человеческой культуре. На крышке коробки с пластинкой указано положение Земли в Галактике и дана инструкция для чтения дисков. К июлю 2006 года «Вояджер-i» преодолел расстояние в 100 а. е. и стал самым далеким изделием, созданным руками человека. Возможно, к 2020 году он выйдет в межзвездное пространство. Еще три космических зонда по своим траекториям уходят из Солнечной системы. Но пройдут десятки тысяч лет, пока они приблизятся к другим звездам (рис. 32.5).

В 1974 году с помощью 300-метрового радиотелескопа в Аресибо были отправлены специальные радиосигналы в сторону шарового скопления М13. Послание состояло из 1679 битов, то есть 0 или 1. Если этот однобитовый поток изобразить в виде прямоугольника размером 73 строки по 23 символа и все «1» закрасить одним цветом, а «0» другим, то получится картинка с информацией о том, кто мы, из чего состоим и где нас найти. Она расскажет и о нашей системе счисления, а также перечислит наиболее важные для нас химические элементы. Это послание дойдет до М13 примерно через 25 000 лет. Впрочем, вещество этого шарового скопления содержит мало тяжелых элементов, поэтому вероятность формирования там твердой планеты типа Земли мала, а значит, вряд ли какая-либо цивилизация примет нашу информацию.

Рис. 32.5. Крышка коробки с «золотым диском Вояджера». Изображенная па ней инструкция поможет инопланетянам прочитать наше послание. С разрешения NASA.

Поиски внеземных цивилизаций

Поиск внеземных цивилизаций (Search for ExtraTerrestrial Intelligence, SETI), впервые предпринял Фрэнк Дрейк, попытавшись в 1960 году принять микроволновые сигналы из других звездных систем. Годом раньше независимо от Дрейка два физика из Корнельского университета, Джузеппе Коккони и Филипп Моррисон, теоретически доказали, что можно использовать микроволны для межзвездной связи. В начале 1960-х годов ученые Советского Союза очень активно занимались проблемой SETI. С тех пор эта работа ведется с разной степенью энтузиазма. На начальном этапе поиска сигналов из космоса потребовался непростой выбор нескольких важных параметров: длина волны, ширина диапазона, время накопления, метод модуляции и, наконец, — на какие звезды смотреть.

Многие проблемы удалось решить с помощью современных приемников, способных регистрировать одновременно десятки миллионов частот с высоким временным разрешением, а затем комбинировать и анализировать их разными способами. Чрезвычайно продуктивной для этого оказалась идея виртуального суперкомпьютера seti@home.

Проект SERENDIP (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations — Поиск внеземного радиоизлучения от соседних развитых интеллектуальных сообществ) проводится как попутная программа на радиотелескопе в Аресибо Калифорнийским университетом в Беркли. Такой же проект реализуется на радиотелескопе в Парксе Австралийским центром SETI Университета Западного Сиднея. В дальнейшем предполагается использовать маленькие радиотелескопы в режиме интерферометра, когда данные с каждого телескопа объединяются и коррелируют. Это позволит проводить исследования на больших участках неба и в широком диапазоне частот. Такая методика будет применена на строящемся сейчас Массиве телескопов Аллена (Allen telescope Аггау) в Калифорнии. Когда строительство завершится, эта система будет содержать 350 параболоидов диаметром 6,1 м.

Для межпланетного и межзвездного обмена данными еще лучше подошел бы узконаправленный лазерный луч с наносекундными импульсами. Природные источники не обладают такой высокой частотой пульсаций. В рамках проекта «Оптическое SETI» Калифорнийского университета в Беркли и Гарвардского университета ищут именно такие импульсы. Уже исследовано несколько тысяч звезд.

Уравнение Дрейка, или «Есть ли там кто-нибудь?»

Глядя темной ночью на звездное небо, дайте волю воображению и представьте, что некое существо на планете вон той звезды смотрит сейчас на наше Солнце и спрашивает себя: «А нет ли там кого-то, кто смотрит сейчас на мою звезду?» В 1961 году в Западной Виржинии Фрэнк Дрейк провел совещание по SETI. Готовясь к нему, он составил программу поэтапного вычисления количества цивилизаций в нашей Галактике. Так было сформулировано «уравнение Дрейка». В этой формуле перемножаются несколько чисел, чтобы получить предполагаемое число цивилизаций. Среди сомножителей присутствуют:

• число звезд в нашей Галактике или средняя частота их формирования;

• частота встречаемости звезд с планетами;

• число планет в таких системах;

• вероятность того, что планета пригодна для жизни. Разные вероятности — от зарождения жизни до возникновения цивилизации;

• длительность этапа обладания техническими средствами коммуникации.

Большинство из этих чисел, связанных с астрономией, известны сейчас довольно точно, но последние несколько «биологических» и «технологических» цифр пока еще весьма приблизительны. Но, хотя это уравнение не дает нам точного ответа, оно позволяет делать некоторые оценки. Разные ученые по-разному оценивают число цивилизаций в Галактике: от одной до миллиарда. Фактически можно говорить о «пессимистах» и «оптимистах» и использовать следующие предельные значения для формулы Дрейка.

Оптимист считает, что вероятность возникновения цивилизации на планете, пригодной для жизни (которая также возникает с высокой вероятностью), велика и близка к 1. Тогда их количество сейчас в Галактике приблизительно равно времени жизни цивилизации, выраженному в годах. Таким образом, если цивилизация существует один миллион лет, то оптимист не сильно удивится, если обнаружит в нашей Галактике миллион цивилизаций! С другой стороны, по мнению пессимиста, самопроизвольное зарождение жизни и ее последующее развитие до уровня цивилизации на просторах Галактики маловероятно. Поэтому количество цивилизаций гораздо меньше их времени жизни; практически, мы вообще можем быть здесь единственными, не считая некоторого количества мертвых остатков древних культур на планетах, рассеянных по необитаемой Галактике.

Парадокс Ферми

Физик Энрико Ферми, а еще до него «отец космонавтики» Константин Циолковский указывали на такое обстоятельство: учитывая стремление людей расселяться по всем уголкам Земли и принимая во внимание чрезвычайно долгую историю нашей Галактики, было бы естественно ожидать, что такую типичную планету, как наша Земля, уже посещали разумные существа. Неудачи в поисках радиосообщений из космоса только усиливают эту загадку. «Парадокс Ферми» становится особенно явным на фоне противоречия между «оптимистической» оценкой числа внеземных цивилизаций и отсутствием каких-либо признаков этих цивилизаций. Возможно, «пессимисты» правы — вокруг нас никого нет, и мы единственная технически развитая цивилизация в Галактике. Но возможно, мы просто не то ищем. Быть может, эпоха радиосвязи в истории цивилизации длится недолго, как это уже можно заметить на примере Земли: вся связь сейчас стремится уйти в оптические кабели, и даже спутники становятся все менее и менее мощными. Похоже, что на Землю понемногу возвращается радиотишина. Существует около десятка возможных ответов на вопрос Ферми: «Где же они?» Всё это может долго оставаться для нас загадкой: мы не узнаем правильного ответа, если не свяжемся с другой цивилизацией. Но если контакт состоится, то парадокс исчезнет, и у нас появятся к «ним» увлекательные вопросы о космической жизни и культуре.

Если мы единственная цивилизация в нашей Галактике, то маловероятно, что нам удастся когда-нибудь связаться с иной цивилизацией в другой галактике. Если мы придем к саморазрушению любым из многих возможных способов, то поймем, почему технически развитая цивилизация не живет достаточно долго даже для вопроса «По ком звонит колокол?». С другой стороны, если цивилизации существуют достаточно долго, то можно было бы вступить в контакт с одной из них. Такой контакт (или хотя бы знание о том, что другая цивилизация есть) имел бы очень глубокие последствия для человечества. Нужно помнить, что с точки зрения статистики иная цивилизация, скорее всего, окажется гораздо более развитой, чем мы с нашей 70-летней историей радиосвязи. И остается только гадать, возможен ли обмен информацией при столь разном уровне развития — и это тоже источник вдохновения для ученых, философов и научных фантастов.