Космогония Солнечной системы

Эти расхождения, очевидно, вполне можно  устранить, если допустить, что существовал (пусть в далекие времена) процесс  уплотнения, противоположный тому, что сегодня называется радиоактивностью. Иными словами, если мы дадим право  на существование одной из самых  древних моделей эволюции нашей  планеты.

Подведем краткий итог. Даже такое  беглое сравнение высокотехнологичного современного метода датировки с  архаическими учениями не только не отвергает  последние, но, наоборот, указывает  перспективные пути взаимодействия. Представления древней философии способны снять противоречия в вычислении возраста минералов, если будут восприняты и применены в научной среде. И можно только догадываться, сколько прекрасных открытий нас ждет, когда настанет счастливое время не архивирования, а внимательного изучения древних традиций и ключей к пониманию мироустройства, которые они хранят

Экзопланеты.

Экзопланета - планета, находящаяся за пределами Солнечной системы (греческая приставка «экзо» означает «вне», «снаружи»), альтернативный термин – внесолнечная планета (extra solar planet). Впервые такие планеты были обнаружены косвенно в 1990-х годах по слабому «покачиванию» звезд, вокруг которых они обращаются. К середине 2001 планетные системы были открыты у 58 близких к Солнцу звезд и двух радиопульсаров, причем в некоторых случаях обнаружены системы из нескольких планет, однако до сих пор ни одну из них не удалось непосредственно наблюдать и исследовать. Точное измерение движений звезды позволяет оценить массы наиболее крупных членов ее планетной системы и параметры их орбит. Не исключено, что некоторые экзопланеты не входят в околозвездные системы, подобные Солнечной системе, а движутся в межзвездном пространстве сами по себе.

Поскольку наиболее легко обнаруживаются самые массивные экзопланеты, сильно раскачивающие звезду, вокруг которой они обращаются, большинство из открытых до сих пор экзопланет оказались массивнее Юпитера. Некоторые по массе близки к Сатурну, а в отдельных случаях – к Земле. Поскольку почти одновременно с открытием экзопланет астрономы обнаружили звездообразные объекты сверхмалой массы – коричневые карлики, – возникла необходимость провести четкую границу между звездами и планетами. Сейчас считается общепринятым, что планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Как показывают расчеты, при формировании космических объектов нормального (солнечного) химического состава с массой более 13 масс Юпитера (Мю) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия – тяжелого изотопа водорода, наиболее легко вступающего в реакцию ядерного синтеза. При меньших массах объектов ядерные реакции в них не происходят. Поэтому массу в 13 Мю считают максимальной массой планеты; объекты с массами от 13 до 70 Мю называют «коричневыми карликами», а еще более массивные – «звездами».

Методы поиска экзопланет

Планеты – холодные тела; сами они  не излучают свет, а лишь отражают лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды, практически невозможно обнаружить. Если же она движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для удаленного наблюдателя такая планета неразличима из-за гораздо более яркого блеска самой звезды.

Прямое наблюдение экзопланет

Предположим, что наблюдатель находится  у ближайшей к нам звезды Альфа  Кентавра и смотрит в сторону  Солнечной системы. Тогда наше Солнце будет сиять для него так же ярко, как звезда Вега на земном небосводе. А блеск планет окажется очень  слабым: Юпитер будет «звездочкой» 23 звездной величины, Венера – 24 величины, а Земля и Сатурн – 25 величины. Вообще говоря, крупнейшие современные  телескопы могли бы заметить такие  слабые объекты, если бы на небе рядом  с ними не было ярких звезд. Но для  далекого наблюдателя Солнце всегда расположено рядом с планетами: для астронома с Альфы Кентавра угловое расстояние Юпитера от Солнца не превосходит 4 угловых секунд, а  между Венерой и Солнцем всего 0,5 угл. сек. Для современных телескопов заметить предельно слабое светило так близко от яркой звезды – задача непосильная. Астрономы сейчас проектируют приборы, которые смогут решить эту задачу. Например, изображение яркой звезды можно закрыть специальным экраном, чтобы ее свет не мешал изучать находящуюся рядом планету. Такой прибор называют «звездным коронографом»; по конструкции он похож на солнечный внезатменный коронограф Лио. Другой метод предполагает «гашение» света звезды за счет эффекта интерференции ее световых лучей, собранных двумя или несколькими расположенными рядом телескопами – так называемым «звездным интерферометром». Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и, одновременно, усиления света планеты. Оба описанных прибора – коронограф и интерферометр – очень чувствительны к влиянию земной атмосферы, поэтому для успешной работы их, по-видимому, придется доставить на околоземную орбиту.

Измерение яркости звезды

Существуют косвенные методы обнаружения  экзопланет, основанные на наблюдении звезды, на фоне которой перемещается экзопланета. Например, если Земля лежит в плоскости орбиты экзопланеты, то время от времени экзопланета должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа нашего Солнца, а экзопланета – типа нашего Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1%. Это можно заметить с помощью телескопа. Главная трудность в том, что доля таких экзопланет, точно ориентированных своей орбитальной плоскостью на Землю, должна быть невелика. К тому же затмение длится несколько часов, а интервал между затмениями – годы. Тем не менее уже имеются предварительные сообщения, что такие затмения наблюдались.

Существует также весьма экзотический метод поиска одиночных планет, не обращающихся вокруг звезды, а свободно «дрейфующих» в межзвездном пространстве. Такое тело можно обнаружить по эффекту  «гравитационной линзы», возникающему в тот момент, когда невидимая  планета проходит на фоне далекой  звезды. Своим гравитационным полем  планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле; подобно  обычной линзе, она концентрирует  свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это  очень трудоемкий методов описка экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.

Измерение положения звезды

Более перспективными считаются методы, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее  планеты. В качестве примера вновь  рассмотрим Солнечную систему. Сильнее  всех на Солнце влияет массивный Юпитер, в первом приближении можно рассматривать  двойную систему Солнце – Юпитер. Они разделены расстоянием 5,2 а.е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку  Солнце примерно в 1000 массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе  к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е. (это чуть больше радиуса самого Солнца). С  расстояния Альфы Кентавра (4,34 св. года = 275 000 а.е.) радиус этой окружности виден  под углом 0,004 угл. сек. Это очень маленький угол: под таким углом нам видится толщина карандаша с расстояния в 360 км. Но астрономы умеют измерять столь малые углы и поэтому уже несколько десятилетий ведут наблюдение за ближайшими звездами в надежде заметить их периодическое «покачивание», вызванное присутствием планет. Пока результаты неоднозначные.

Измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания  звезды можно не только по изменению  ее видимого положения на небе, но и  по изменению расстояния до нее. Вновь  рассмотрим систему Юпитер – Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку  Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его  собственной небольшой орбите вокруг центра масс этой системы составляет V = 13 м/с. Для постороннего наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет то приближается с такой скоростью, то удаляется. Если луч зрения наблюдателя  и перпендикуляр к орбитальной  плоскости планеты составляют угол i, то наблюдаемая амплитуда скорости будет меньше (V sin i). Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? Обычно для измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяются длины волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, а если удаляется – к красному. До конца 1980-х годов точность измерения скорости оптической звезды этим методом была не более 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Тогда и стало возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс (с точностью до фактора sin i, поскольку наклон орбитальной плоскости экзопланеты в большинстве случаев найти невозможно).

По-существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров.

Астрометрический поиск

Первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что слабенькая красная звездочка в созвездии Змееносца быстро перемещается по небу относительно других звезд – на 10 угл. секунд в год. Астрономы назвали ее Летящей звездой Барнарда. Хотя все звезды хаотически перемещаются в пространстве со скоростями 20–50 км/с, при наблюдении с большого расстояния эти перемещения остаются практически незаметными. Звезда Барнарда – весьма заурядное светило, поэтому возникло подозрение, что причиной ее наблюдаемого «полета» служит не особенно большая скорость, а просто необычная близость к нам. Действительно, звезда Барнарда оказалась на втором месте от Солнца после системы Альфа Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, поэтому влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938, изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995). Он измерил ее положение на тысячах фотопластинок и заявил, что у звезды обнаруживается волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02 угл. сек., следовательно вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов П. ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а радиус его орбиты 4,4 а.е. В начале 1960-х годов это сообщение облетело весь мир. Но не все астрономы согласились с выводами П. ван де Кампа. Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж.Гейтвуд (G.Gatewood) и его коллеги к 1973 выяснили, что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит массивных планет в качестве спутников не имеет. Однако эти же работы принесли и новую находку: были замечены зигзаги в движении пятой от Солнца звезды Лаланд-21185. Сейчас получены веские доводы, что вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Мю, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Мю, 2,5 а.е.). Для подтверждения этого открытия ведутся наблюдения.

Планеты у нейтронных звезд

В конце 1980-х годов несколько  групп астрономов в разных странах  создали высокоточные оптические спектрометры и начали систематические измерения  скоростей ближайших к Солнцу звезд. Эта работа специально была нацелена на поиск экзопланет и через несколько лет действительно увенчалась успехом. Но первыми открыли экзопланету радиоастрономы, причем не одну, а сразу целую планетную систему. Произошло это в ходе исследования радиопульсаров – быстро вращающихся нейтронных звезд, излучающих строго периодические радиоимпульсы. Поскольку пульсары – чрезвычайно стабильные источники, радиоастрономы могут выявлять их движение со скоростью порядка 1 см/с, а значит, обнаруживать рядом с ними планеты с массами в сотни раз меньше, чем у Юпитера.

Первое сообщение в журнале  «Nature» об открытии планетной системы вокруг пульсара PSR1829-10 (обозначался также PSR1828-11 и PSR B1828-10, современное обозначение PSR J1830-10) сделала в середине 1991 группа радиоастрономов Манчестерского университета (М.Бэйлес, А.Лин и С.Шемар), наблюдающих на радиотелескопе в Джодрелл-Бэнк. Они объявили, что вокруг нейтронной звезды, удаленной от Солнца на 3,6 кпк, обращается планета в 10 раз массивнее Земли по круговой орбите с периодом 6 месяцев. В 1994 в неопубликованном сообщении авторы уточнили, что планет три: с массами 3, 12 и 8 земных и периодами, соответственно, 8, 16 и 33 месяца. Однако до сих пор это открытие не подтверждено независимыми исследованиями и поэтому остается сомнительным.

Первое подтвердившееся открытие внесолнечной планеты сделал польский радиоастроном Алекс Вольцжан (A.Wolszczan), который с помощью 305-метровой антенны в Аресибо изучал радиопульсар PSR 1257+12, удаленный примерно на 1000 св. лет от Солнца и посылающий импульсы через каждые 6,2 мс. В 1991 ученый заметил периодическое изменение частоты прихода импульсов. Его американский коллега Дейл Фрейл подтвердил это открытие наблюдениями на другом радиотелескопе. К 1993 выявилось присутствие рядом с пульсаром PSR 1257+12 трех планет с массами 0,2, 4,3 и 3,6 массы Земли, обращающихся с периодами 25, 67 и 98 сут. В 1996 появилось сообщение о присутствии в этой системе четвертой планеты с массой Сатурна и периодом около 170 лет.

Та легкость, с которой планеты  были найдены у первого пульсара, вдохновила радиоастрономов на анализ сигналов и других пульсаров (их сейчас открыто более 1000). Но поиск оказался почти безрезультатным: лишь еще  у одного далекого пульсара (PSR 1620-26) обнаружилась планета-гигант в несколько  раз массивнее Юпитера. До сих  пор планетная система пульсара PSR 1257+12 демонстрирует нам единственный пример планет типа Земли за пределом Солнечной системы.

Считается весьма странным, что вообще рядом с нейтронной звездой обнаружились маломассивные спутники. Рождение нейтронной звезды должно сопровождаться взрывом сверхновой. В момент взрыва звезда сбрасывает оболочку, с которой теряет большую часть своей массы. Поэтому ее остаток – нейтронная звезда-пульсар – не может своим притяжением удержать планеты, которые до взрыва быстро обращались вокруг массивной звезды. Возможно, что обнаруженные у пульсара планеты сформировались уже после взрыва сверхновой, но из чего и как – не ясно. Пока планетные системы нейтронных звезд по причине их непонятного происхождения считают чем-то неполноценным.

Успех Доплер-эффекта: планеты у нормальных звезд

Первую «настоящую» экзопланету обнаружили в 1995 астрономы Женевской обсерватории Мишель Майор (M.Mayor) и Дидье Квелоц (D.Queloz), построившие оптический спектрометр, определяющий доплеровское смещение линий с точностью до 13 м/с. Любопытно, что американские астрономы под руководством Джеффри Марси (G.Marcy) создали подобный прибор раньше и в 1987 приступили к систематическому измерению скоростей нескольких сотен звезд; но им не повезло сделать открытие первыми. В 1994 Майор и Квелоц приступили к измерению скоростей 142 звезд из числа ближайших к нам и по своим характеристикам похожих на Солнце. Довольно быстро они обнаружили «покачивания» звезды 51 в созвездии Пегаса, удаленной от Солнца на 50 св. лет. Колебания этой звезды происходят с периодом 4,23 сут и, как заключили астрономы, вызваны влиянием планеты с массой 0,47 Мю (для нее уже предложено имя – Эпикур).