В пятницу исполнилось 444 года со дня рождения великого астронома Галилео Галилея. По мнению некоторых историков науки, окончательно великий итальянец уверился в справедливость гелиоцентрической системы Коперника, когда навёл свой телескоп на Юпитер и увидел его спутники, кружащиеся вокруг планеты. «Солнечная система в миниатюре!» — воскликнул про себя Галилей и с тех пор продолжал отстаивать учение Коперника долгие годы, пока давление католической церкви не заставило его публично отречься от гелиоцентризма.
Не исключено, что другая «солнечная система в миниатюре», об открытии которой сообщает в пятницу журнал Science, заставит многих поверить в идеи современника Галилея, для которого встреча с инквизицией закончилась более плачевно. Джордано Бруно верил во множественность обитаемых миров.
Международная команда астрономов обнаружила в пяти тысячах световых лет от Земли планетную систему, очень напоминающую нашу собственную. Её центральная звезда примерно вдвое легче Солнца, а там, где у нас находятся Юпитер и Сатурн, — с учётом уполовиненных масштабов — обращаются две планеты-гиганта. Они также вдвое легче своих солнечных аналогов и расположены в том же порядке, что и у нас. Найти в этой системе «Землю» не удалось, но это не должно смущать — мы её могли просто не заметить.
Открытие было сделано с помощью метода гравитационного микролинзирования, о котором «Газета.Ru» подробно рассказывала. Как показали ещё Дайсон с Эддингтоном в конце десятых годов прошлого века, вблизи массивных тел лучи света искривляются в точном соответствии с Общей теорией относительности Альберта Эйнштейна. В результате все галактики, звёзды и планеты, если смотреть на них с большого расстояния, фокусируют лучи ещё более далёких светил, действуя наподобие линзы.
Такие гравитационные линзы могут искривлять изображения далёких галактик, приводить к появлению новых, сильно искажённых изображений и просто увеличивать блеск далёкого источника, если размеры его столь маленькие, что само изображение даже для крупнейших телескопов остаётся точкой. Соответствующие эффекты носят название слабого линзирования, сильного линзирования и микролинзирования.
Гравитационное микролинзирование изучать особенно сложно, поскольку всю информацию и о звезде-источнике, и о звезде-линзе приходится добывать из единственного источника — график зависимости полного блеска от времени, так называемой кривой блеска. Так как все космические тела находятся в бесконечном движении относительно друг друга, увеличение блеска со временем будет меняться — чем ближе линза и источник оказываются друг к другу, тем ярче будет свет.
Для заметного изменения блеска нужно, чтобы далёкий источник и линза, находящаяся на пути его света, очень близко подошли друг к другу на небе. Из-за этого, например, в нашей Галактике, даже если смотреть на её самые плотные центральные части, в среднем заметно линзируется лишь одна на сто миллионов звёзд (астрономы в этом случае говорят, что оптическая толща по микролинзированию составляет 10-8). Длится каждое событие от нескольких часов до нескольких лет – в зависимости от массы линзы и относительных скоростей, поэтому чтобы за год найти одно-единственное событие приходится постоянно следить за сотнями миллионов и миллиардами звёзд. К счастью, возможности современных компьютеров позволяют это делать – уследить за миллиардом звёзд вручную не смогли бы даже все астрономы Земли вместе взятые.
Но и просто так неотрывно пялиться на небо ради нескольких новых событий в год кажется глупым – не говоря уж о том, что телескопов у астрономов гораздо меньше, чем им хотелось бы. Поэтому учёные поступили хитрее, разделив работу. Несколько телескопов были выделены специально под непрерывное (с учётом перерывов на дневное время, плохую погоду и полнолуния) наблюдение за густо населёнными звёздами участками неба – в первую очередь, в направлениях на центр Млечного Пути и соседние галактики. Они постоянно фиксируют изменения блеска звёзд, и подробно анализируют все кривые блеска, удовлетворяющие условиям «события гравитационного линзирования».
Например, изменения блеска должно быть «ахроматичными», то есть не зависеть от того, в красном или синем фильтре наблюдается звезда. Дело в том, что при изменении физических характеристик звезды обычно меняется и её температура, что меняет соотношение красного и синего цветов в её спектре. А вот если красный и синий цвета меняются точно в унисон, тогда речь почти наверняка идёт о гравитационном линзировании: в соответствии с принципом эквивалентности Эйнштейна красные и синие лучи гравитационным полем отклоняются в равной степени.
Другие же обсерватории (и даже некоторые любители астрономии) подключаются к наблюдениям лишь тогда, когда специализированные телескопы замечают, что кривая блеска линзируемой звезды отклоняется от стандартной. Это верный признак того, что мы имеем дело с чем-то интересным – двойным источником, двойной линзой, а может быть и планетами, обращающимися вокруг линзы. Впрочем, нередко речь идёт о простом конфузе – неправильной интерпретации изменения блеска, как события линзирования.
Использование этого метода в поисках планет началось совсем недавно, но именно ему принадлежит целый ряд рекордов: например, обнаружение самой далёкой планетной системы, планеты, наиболее похожей на Землю, или планеты, находящейся дальше всего от своей звезды. Другие способы поиска чувствительны пока лишь к гигантским планетам, расположенным очень близко к своим звёздам.
Сотрудничество сразу нескольких международных научных коллабораций — двух постоянно следящих за небом (польско-американской OGLE и японско-новозеландской MOA) и трёх «тревожных», поднимающихся по приходящим от первых оповещений (международных PLANET, RoboNET и μFUN) — позволило подробно изучить событие микролинзирования, произошедшее весной 2006 года. Анализ кривой блеска, полученной два года назад, показал присутствие на орбитах вокруг звезды-линзы сразу двух планет. Результаты этой работы опубликованы в последнем номере журнала Science.
skin: article/incut(default)
data:
{
"_essence": "test",
"incutNum": 2,
"pic_fsize": "36208",
"picsrc": "Кривая блеска OGLE-2006-BLG-109, зависимость звёздной величины от времени (в сутка от условного момента). Разными цветами показаны данные, полученные на разных обсерваториях в соответствии с легендой. Серая линия – модельная кривая.
На врезе показана геометрия линзирования. Видна кривизна серой траектории источника за счёт эффекта параллакса и смещение каустической («звёздчатой» кривой со временем) за счёт перемещения внешней планеты. Крохотный красный участок каустической кривой, заметный на выносе из вреза, определяется наличием внутренней планеты.
//sciencemag.org",
"repl": "<2>:{{incut2()}}",
"uid": "_uid_2638164_i_2"
}
28 марта 2006 года в кривой блеска одной из звёзд, медленно поднимавшейся по стандартному для микролинзирования закону, была замечена аномалия — блеск резко подскочил, ненадолго поднявшись примерно на 10% выше значения, предсказанного теорией. Автоматически по всем обсерваториям, входящим в перечисленные выше «тревожные» коллаборации, были разосланы оповещения о событии OGLE-2006-BLG-109, и учёные смогли проследить изменения блеска очень подробно. Благодаря тому, что расположены соответствующие телескопы более или менее равномерно по долготе, кривая блеска была «прописана» почти без пробелов — когда в одной обсерватории начинался рассвет, в других едва наступала ночь, и они приступали к наблюдениям.
Изменение блеска по стандартному закону описывается плавной кривой, названной именем Богдана Пачиньского — одного из крупнейших астрофизиков XX века, скончавшегося в прошлом году. Чем ближе к звезде-линзе приближается звезда-источник в проекции на небесную сферу, тем больше оказываются два её изображения, созданные линзой, и тем ярче источник становится. Для определения параметров кривой Пачиньского достаточно всего нескольких измерений, поэтому астрономы знали, когда произойдёт максимум.
Влияние планеты, притяжение которой само по себе было бы слишком слабым, чтобы заметно изменить блеск далёкой звезды, в присутствии «большой» линзы оказывается значительно сильнее. Она ненадолго создала пару дополнительных изображений, которые также внесли общий вклад в полный блеск — именно их астрономы и наблюдали как первый аномальный скачок блеска. При дальнейшем движении источника относительно линзы образовались ещё два изображения — их создала уже сама звезда-линза, а перед тем, как исчезнуть, они снова ярко вспыхнули — это и был основной максимум, пришедшийся на 5 апреля.
Кроме того, 8 апреля, «прощаясь» с линзой, изображение снова задело зону влияния планеты, оставив на кривой блеска след в виде последнего пика. Этот пик астрономы также пронаблюдали, поскольку предсказать такое поведение можно заранее.
Однако не всё пошло так, как предсказывалось. Меньше чем через сутки после основного максимума звезда вдруг резко вспыхнула, лишь немногим не достигнув максимального блеска.
По мнению учёных, так себя показала вторая планета.
Как показали расчёты, эта вторая, едва не оставшаяся незамеченной, планета, на самом деле больше первой, просто расположена она оказалась менее удачно. Дальнейший анализ помог полностью восстановить их параметры и уточнить не только массу центральной звезды, но и определить расстояние до неё.
Помогло астрономам движение Земли вокруг Солнца. Событие OGLE-2006-BLG-109 продолжалось очень долго, и на кривой блеска оказалось возможным заметить небольшие искажения из-за орбитального вращения Земли. Скорость этого обращения — 30 км/c, и в разные времена года она то отнимается от неизвестной скорости в системе Земля-линза-источник, то складывается с ней. Соответствующие колебания в кривой блеска позволяют выяснить истинную скорость, восстановить расстояние до линзы — 4,9 +/- 0,5 тысяч световых лет — и полностью решить задачу (с той же точностью около 10%, так как все оценки завязаны на расстояние до линзы). Кроме того, удалось заметить и орбитальное движение внешней планеты — из-за него пики на кривой блеска еле заметно сместились.
Планетная система, представшая в итоге перед астрономами, поразительно похожа на нашу. Разница лишь в общих масштабах. Сама центральная звезда оказалась вполовину легче Солнца и примерно во столько же раз меньше по размерам. Это красный карлик, который излучает вдесятеро меньше света, чем наше светило. Массы обнаруженных планет составили 0,7 и 0,3 массы солнечного Юпитера. Далёкий «Юпитер» находится на расстоянии в 350 миллионов километров от своей звезды, «Сатурн» — 700 миллионов.
Если удвоить все эти размеры, то получится вполне себе Солнечная система, в которой и «Юпитер», и «Сатурн» займут места своих прототипов.
Другие места данные исследования не заполняют, но аналоги Марса и Земли в этой работе и не могли быть замечены — они слишком маломассивны и слишком близки к звезде, чтобы оставить след в кривой блеска.
Отношение масс оказывается также очень близким к тому, что имеется в Солнечной системе: у нас Юпитер в 1030 раз легче Солнца, «Юпитер» же OGLE-2006-BLG-109 легче своей звезды в 750 раз. «Сатурн» же легче «Юпитера» в 2,8 раза, в то время как настоящий Юпитер тяжелее настоящего Сатурна в 3,3 раза.
По словам учёных, это заставляет предположить, что планетные системы, подобные нашей, встречаются в Галактике очень часто. Пока науке была известна лишь одна планетная система — та, в которой мы живём, учёные полагали, что и все остальные на неё очень похожи. За немногим более десятка лет, прошедшие с момента обнаружения первой внесолнечной планеты, у других звёзд были открыты уже почти 300 планет, про 25 звёзд можно сказать, что они имеют планетные системы из нескольких планет, в которых более одной планеты, а у одной из звёзд планет известно целых пять!
Однако большинство из них оказались совсем не такими, что мы видим в своих окрестностях, и расположенными совсем не там. Мы увидели гигантские «горячие юпитеры», расположенные к своим светилам ближе, чем крохотный Меркурий — к Солнцу, да и двигались они совсем не по круговым, а сильно вытянутым орбитам. Лишь у пары звёзд — 47 Большой Медведицы и 14 Геркулеса — наблюдалось что-то подобное паре «Юпитер — Сатурн», однако их центральные звёзды гораздо ярче Солнца. Показалось, что Солнечная система — скорее исключение, а не правило.
Астрономам известны пять основных методов обнаружения внесолнечных планет.
Во-первых, это метод прямых наблюдений - мы можем элементарно увидеть планету рядом с другой звездой, подобно тому, как видим планеты нашей звёздной системы. Впрочем, хотя сфотографировать гигантскую планету у другой звезды таким способом однажды удалось, обнаружена она была другим способом. Тем не менее, развитие телескопов позволяет надеяться, что скоро метод прямых наблюдений станет именно методом обнаружения.
Во-вторых, это доплеровский метод: измеряя смещение линий различных элементов в спектре звезды, астрономы могут заметить периодические изменения её скорости, связанные с обращением светила вокруг центра масс системы звезда-планета. Этот метод особо чувствителен к массивным планетам, расположенным рядом со своими светилами. При этом желательно видеть орбиту системы «с ребра» - в противном случае никаких изменений скорости не будет. Этим методом были открыты большинство внесолнечных планет. Его небольшая модификация - измерение моментов прихода импульсов от пульсаров - работает для этого типа небесных объектов.
Третий метод - астрометрический: астрономы измеряют смещение положения звезды, также вызванное её обращением вокруг общего с планетой центра масс. Выглядит такое смещение, как «виляние» звезды в стороны от средней траектории её перемещения по небу относительно более далёких звёзд. Этот метод также чувствителен к массивным спутникам звезды, однако расположенным, напротив, на относительно большом от неё расстоянии. Кроме того, он работает лишь для близких звёзд. Пока таким методом открывались лишь спутники-звёзды, планеты слишком маломассивны, чтобы вызвать заметное смещение.
Четвёртый метод, активно развивающийся в настоящее время - метод транзитов. Астрономы следят за блеском большого количества звёзд. Если плоскость орбиты планеты пересекает диск звезды, будут происходить регулярные «частные затмения» или прохождения планеты по диску звезды. Хотя заметить крохотный диск планеты на неразличимом в телескоп диске звезды нельзя, блеск звезды чуть ослабнет. Этот метод чувствителен к крупным спутникам, однако требует, чтобы мы смотрели на систему «с ребра»: в противном случае затмений не будет. Данным методом большинство внесолнечных планет открывается в настоящее время.
Пятый метод - гравитационное линзирование. Если звезда с планетой проходит перед какой-то далёкой звездой, блеск последней будет увеличиваться за счёт эффекта гравитационного линзирования. Наличие планеты чётко отметится на кривой блеска в виде дополнительного пика. Так были открыты несколько планет массой, близкой к массе Земли. Кроме того, возможны различные вариации этого метода - например, можно наоборот, искать планету у звезды-источника с помощью расположенной на луче зрения звезды-линзы. Недостаток этого метода - единичность каждого события. Поймав одно событие гравитационного линзирования, от данной звезды-линзы, следующего события нужно ждать очень долго.
Судя по всему, он оказался прав.
Гравитационное микролинзирование — как раз тот метод, который более чувствителен к планетам, удалённым от своих звёзд на расстояния, характерные для Солнечной системы. И то обстоятельство, что шестая открытая этим методом планетная система оказалась так похожа на нашу, даёт надежду на множественность таких миров во Вселенной. Может быть, некоторые из них окажутся обитаемыми.
