ОТ
НАБЛЮДЕНИЙ ЗВЕЗД
ДО НАБЛЮДЕНИЙ ПЛАНЕТ У ЗВЕЗД
Борислав
Славолюбов
РАННИЕ
ПРЕДСТАВЛЕНИЯ
Мысли
о существовании планетных систем, подобных нашей, возникли у человечества
значительно раньше конца 20 века. Считается, что греческие атомисты
в 5 веке до нашей эры стали первыми, кто предположил множественность
миров во Вселенной. Письменных источников древнее, к сожалению, не сохранилось.
Миры
возникают следующим образом: много тел всех видов и форм бесконечно
двигаются в пространстве, сближаясь друг с другом и участвуя в отдельном
водовороте, в котором они сталкиваются и расходятся, разделяясь, повторяя
весь путь снова:
Левкипп (~480-420 до н.э.)
Хотя большинство
античных философов пытались понять формирование планет в пределах нашей
собственной системы, считая, что она является единственной и уникальной
во Вселенной, среди них были и те, кто рассматривал возможность бесконечного
числа миров, не похожих друг на друга.
В
некоторых мирах нет ни Солнца, ни Луны, в других они больше, чем в
нашем мире, а в других их большее количество. В некоторых местах есть
большее количество миров, а других меньшее количество, (:), в некоторых
частях они возникают, в других нет. Есть миры без животных и растений
и без воды.
Демокрит (~460 - 370 до н.э.)
Есть
бесчисленные миры, и подобные нашему, и отличные от него. Если число
атомов бесконечно, как было уже доказано, (...), то не существует
никаких препятствий тому, что и число миров бесконечно.
Эпикур (341-270 до н.э.)
К несчастью,
идеи атомистов значительно опередили свое время. Работа авторитетного
греческого ученого Аристотеля затмила их рассуждения. Аристотель утверждал
геоцентричность Вселенной, то, что Земля является центром, единственным
миром с жизнью - в противоположность небесной "хрустальной"
сфере с отверстиями-звездами в ней.
Число
миров не может быть больше, чем один.
Аристотель (384-322 до н.э.)
Идеи Аристотеля
совместно с геоцентрической системой Птолемея были приняты христианскими
схоластами как истина, подобная Священному писанию. Более тысячи лет
сама мысль о существовании других планетных систем считалась невозможной
и "греховной". Тех же взглядов держался и мусульманский мир
в странах Востока.
ВОЗРОЖДЕНИЕ.
РОЖДЕНИЕ ЕВРОПЕЙСКОЙ НАУКИ
Первым,
кто выступил против незыблемости теории геоцентризма, был Николай Коперник.
В 1543 году он опубликовал свою главную работу "Об обращении небесных
сфер". Коперник считал, что из отсутствия видимых параллаксов у
звезд следует, что звезды очень далеки, значительно дальше планет, обращающихся
вокруг Солнца, но и он считал их частью небесной сферы.
Его современник Джордано Бруно пошел дальше.
Джордано
Бруно
(1548-1600)
|
Вселенная
бесконечна: У нее нет и не может быть единого центра. Звезды -
это другие солнца, отнесенные от нас на огромные и при этом разные
расстояния. В небе - бесчисленные звезды, созвездия, солнца и
земли, чувственно воспринимаемые; разумом мы заключаем о бесконечном
числе других. Следовательно, кроме видимых небесных светил есть
еще много космических объектов, неизвестных нам. Вокруг других
звезд-солнц тоже вращаются планетные системы, подобные нашей.
Планеты в отличие от звезд светят не своим, а отраженным светом.
Солнце, как и планеты, вращается вокруг оси - всеобщее движение
есть закон Вселенной. В Солнечной системе помимо шести известных
планет есть еще планеты, невидимые глазом в силу их удаленности
от нас.
Миры
- планеты и солнца - находятся в вечном изменении и развитии,
рождаются и умирают. Меняется и поверхность Земли - за большие
промежутки "моря" превращаются в континенты, а континенты
- в "моря". Наконец, жизнь есть не только на Земле,
она распространена во Вселенной, формы ее бесконечно разнообразны,
так же многообразны условия на разных планетах. Жизнь во Вселенной
неизбежно порождает и разум, причем разумные существа других планет
совсем не должны походить на людей - ведь Вселенная бесконечна,
и в ней есть место для всех форм бытия.
|
Джордано
окончил жизнь в пламени костра на площади Цветов в Риме в 1600 году.
И сейчас, спустя четыре сотни лет, человечество наблюдениями подтверждает
истинность его утверждений, выведенных одной силой мысли.
КЛАССИЧЕСКАЯ
АСТРОНОМИЯ В 17-18 ВЕКЕ
Телескоп
Галилея (1564-1642) показал иллюзорность понятия "хрустальной небесной
сферы": яркие звезды теряли кажущиеся размеры и становились точками.
Дальнейшее совершенствование оптической техники и появление рефлекторов
в 17-18 веках позволило обнаружить в Солнечной системе значительное
число спутников и одну новую планету - Уран. Гершель (1750-1822) не
только открыл Уран, но и, исследуя видимые двойные звезды, доказал в
1803 году, что несколько десятков из них являются физически двойными.
В 1846 году теоретическое предсказание планеты Нептун стало триумфом
закона Всемирного тяготения Ньютона.
Уже тогда некоторые астрономы, в их числе Христиан Гюйгенс, пытались
обнаружить внесолнечные планеты в телескоп!
Важным достижением стало обнаружение Галлеем в 1718 г собственных движений
звезд. Хотя первый каталог звезд составил еще Гиппарх, лишь Эдмунд Галлей
первый обнаружил значительные расхождения между координатами ярких звезд
в древних и текущих каталогах. Это говорило как о движении самих звезд,
так и о движение Солнечной системы в пространстве. Уже в 1783 году тот
же Гершель определил по собственным движениям 13 звезд апекс (точку
направления движения) Солнечной системы - созвездие Геркулеса. Повышение
точности измерений координат позволило решить один из самых главных
вопросов в астрономии - определить расстояние до звезд. Еще Гершель
полагал, что абсолютная яркость звезд одинакова и равна солнечной, и
их видимая яркость зависит напрямую от расстояния, то есть Сириус -
самая близкая к Солнечной системе звезда. В 1837 Струве определил расстояние
для Веги, в 1838 Бессель - для 61 Лебедь, и, наконец, Гендерсон - для
альфы Центавра.
Как и предполагали к тому времени, расстояние даже до ближайших звезд
измерялось несколькими световыми годами. В 1844 году Бессель, построив
траектории движения ярких звезд Сириуса и Проциона, обнаружил, что они
являются не прямыми, а волнистыми линиями, и предсказал существование
у них невидимых спутников. Открытые у Сириуса (Кларком в 1862) и у Проциона
(в 1896) слабые звезды-спутники оказались первыми представителями нового
класса звезд - белых карликов, выгоревших "остатков" нормальных
звезд.
ПОЯВЛЕНИЕ
АСТРОФИЗИКИ
На смену
традиционным методам исследования в 19 веке пришла астрофизика. Еще
в конце 17 века Ньютон, разложив солнечный луч призмой, получил спектр
и открыл инфракрасные лучи. Создав первый спектроскоп, Ньютон изучил
спектр Солнца, пламени свечи и Сириуса (найдя его похожим на солнечный
спектр).
Его идеи значительно опередили свое время. Лишь в 1802 году английский
физик Волластон (1766-1828), открывший годом ранее ультрафиолетовые
лучи, обнаружил в солнечном спектре узкие темные линии. Однако Волластон
не обратил на это внимание. В 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунберг
(1787-1826) интерпретировал линии, как следствие поглощения лучей газами
солнечной атмосферы. В середине 19 века, соотнеся полосы со спектрами
известных элементов, удалось достаточно точно определить химический
состав Солнца, а элемент гелий в солнечном спектре (1868) обнаружили
гораздо раньше, чем на Земле (1895).
После Солнца спектроскопия была применена к звездам. В 1863-1868 году
Анджело Секки (1818-1878), изучив спектры 4 тысяч звезд, разделил их
на 4 класса. Эта классификация стала основной вплоть до Гарвардской,
созданной в начале 20 века.
В 1842 году Доплер теоретически обосновал эффект, позднее названым его
именем: частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем,
зависит от скорости приближения или удаления их источника. В 1868 году
Хеггинс, применив этот метод, измерил лучевую скорость Сириуса. Она
оказалась близкой к 8 км в секунду по направлению к Солнцу. Это позволило,
совмещая данные о собственных и лучевых скоростях звезд, определять
полные вектора пространственной скорости звезд.
Используя доплеровский метод, удалось сделать ряд значительных открытий.
В 1889 году Пикеринг (1846-1919) обнаружил периодическое раздвоение
линий в спектре Мицара. Он правильно интерпретировал это явление как
очень тесную пару звезд, не различимую в телескоп. Измеряя лучевые скорости
звезд-компаньонов, стало возможным определить и период вращения пары,
и большую полуось. А Белопольский (1854-1934) применил метод для измерения
скорости вращения планет Солнечной системы.
Изобретение фотографии Дагером в 1839 году и применение ее для астрономии,
значительно улучшило чувствительность астрометрических и спектроскопических
методов. К концу 19 века фотография почти полностью вытеснила человеческий
глаз.
Неоценим вклад фотографии в области изучения переменных звезд. Переменность
некоторых звезд была замечена еще в древности. Телескопические наблюдения
сначала не внесли заметного вклада в их изучение. И лишь точно измеряя
фотометрическую яркость звезд специальными приборами - фотометрами,
стало возможным многократно увеличить число известных переменных звезд.
ФИЗИКА
ОБГОНЯЕТ АСТРОНОМОВ
В первой
половине 20 века, используя ядерную физику и квантовую механику, ученым
удалось объяснить механизм свечения звезд, а затем описать их эволюцию.
Значительно увеличив собирающие площади телескопов (диаметр главных
зеркал возрос с 1 до 6 метров) удалось достигнуть пределов наблюдаемой
Вселенной. В середине века астрономия становится всеволновой; появляются
радиотелескопы и космические обсерватории. Именно в это время были открыты
пульсары, квазары, реликтовое излучение, гамма-всплески, удалось найти
доказательства существования черных дыр.
Выход человечества в космическое пространство позволил приступить к
детальному изучению Солнечной системы.
Запуск АМС "Вояджер-2", исследовавшей сразу
все газовые планеты в Солнечной системе, две - впервые.
Еще в
конце 18 века Кант и Лаплас пришли к выводу, что планеты образовались
из горячей газовой туманности. В 20-годы 20 века Джеймс Джинс выдвинул
гипотезу об образовании планет из вещества Солнца, выброшенного из-за
близкого прохождения другой звезды. И, наконец, в 40-х годах Отто Шмидт
выдвинул гипотезу, ставшую общепризнанной: об образование Земли и других
планет из холодных твердых допланетных тел - планетезималей в процессе
холодной аккреции.
В 1983 году была запущенна инфракрасная обсерватория IRAS. С ее помощью
было обнаружено значительное количество очень молодых звезд, окруженных
густыми газопылевыми оболочками. Кроме того, многие известные звезды,
такие как Вега или бета Живописца, оказались яркими инфракрасными источниками.
Это привело к выводу, что вокруг этих звезд существуют газопылевые протопланетные
диски.
ПЕРВЫЕ
ОТКРЫТИЯ ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ
В восьмидесятых
годах прошлого века была совершена первая серьезная попытка поиска планет
у одной из ближайших звезд - Летящей звезды Барнарда. Эта звезда, открытая
в 1916 году американским астрономом Барнардом, обладает самым большим
собственным движением (более 10 угловых секунд в год) и является второй
по близости к Солнечной системе после системы альфы Центавра. Она идеально
подходила для поиска планет астрометрическим способом. Анализируя фотопластинки,
сделанные с 1938 года по 1962 год, Питер Ван де Камп объявил о существовании
планеты, в 1,6 раза тяжелее Юпитера с периодом обращения в 24 года.
Затем, расширив диапазон изученных архивных фотоснимков до 1916 года,
он заявил о двух планетах с массой порядка массы Юпитера. Однако уже
в 1973 году другие астрономы усомнились в этом, не обнаружив никаких
колебаний в траектории звезды. Оппоненты Ван де Кампа интерпретировали
колебания на фотоснимках как искажения, вызванные модернизацией телескопа.
Ван де Камп до самой смерти в 1995 году был уверен в своей правоте,
он посвятил звезде Барнарда более 40 лет своей жизни и изучил несколько
десятков тысяч снимков с ее изображением. В 1995 году Гатевуд установил,
что вокруг звезды нет планет тяжелее 10 масс Юпитера. Позднее космический
телескоп имени Хаббла провел очень точные (до 0,001 угловой секунды)
астрометрические измерения звезды Барнарда и Проксимы Центавры, не выявив
никаких колебаний. Тогда и стало ясно, что наземные и неспециализированные
космические обсерватории не способны обнаружить этим способом планеты
даже около ближайших звезд.
Радиотелескоп
в Аресибо (Пуэрто-Рико), расположенный в кратере потухшего вулкана
Открытия
экзопланет в начале 90-х годов пришли совсем с неожиданной стороны.
Еще в начале 60-х, после появления первых мощных радиотелескопов, были
обнаружены высокочастотные точечные источники радиоизлучения. Их назвали
пульсары. Довольно быстро пульсары отождествили с нейтронными звездами.
Испускающие мощные потоки релятивистских частиц и жесткого излучения,
они являются одним из самых неблагоприятных мест для жизни в нашей Галактике.
Однако у пульсаров имеется одно уникальное свойство. Они обладают необычайно
стабильной частотой импульсов. Измеряя очень малые периодические изменения
частоты импульсов в течение несколько месяцев или лет, можно так точно
измерить лучевую скорость пульсара, что реально зафиксировать колебания,
вызванные влиянием на пульсар объектов с массой, даже меньшей, чем масса
Луны! В 1991 году американский астроном Александр Вольжан, анализируя
несколько месяцев измерения периодичности пульсара PSR
1257+12 на радиотелескопе в Аресибо, пришел к выводу, что он окружен
как минимум тремя планетами с массами в несколько масс Земли, и большими
полуосями до 1 астрономической единицы. Очень точно измерив параметры
системы, радиоастрономы впервые зафиксировали резонансные явления, наблюдаемые
до этого только в Солнечной системе. В начале 2005 года было объявлено
об открытие четвертого компонента этой системы, находящегося на орбите
с большой полуосью до 4 а.е. и массой менее массы Цереры. Планетные
системы пульсаров являются, по-видимому, очень редким явлением: кроме
системы пульсара PSR 1257+12, был обнаружен только один газовый гигант
у PSR B1620-26 b, называемый
еще Мафусаилом. Большая полуось его орбиты составляет 23 а.е.(примерно
соответствует орбите Урана в Солнечной системе).
ТРИУМФ
СПЕКТРАЛЬНОГО АНАЛИЗА
Еще в
1952 году Отто Струве опубликовал работу, в которой он обратил внимание
на преимущества поиска планет у звезд с помощью спектроскопии, а также
на возможность независимого подтверждения планеты, если она проходит
между звездой и наблюдателем, путем точного измерения яркости звезды.
Однако понадобилось еще несколько десятилетий, что бы его идеи были
реализованы на практике. В 1987 году американские астрономы Джоф Марси
и Поль Батлер в Ликской обсерватории начали многолетние наблюдения 120
близких звезд типа Солнца или более холодных. Постепенно точность измерений
ими лучевых скоростей достигла 3-4 метров в секунду. Но они изначально
совершили крупную ошибку: считая, что орбиты экзопланет должны быть
похожи на орбиты планет Солнечной Системы, они отбрасывали возможные
периоды колебаний менее, чем один месяц, как шумы или ошибку, ожидая
периоды около 10 лет. В середине 90-х годов американские исследователи
расширили выборку звезд до 1330.
Значительно позже, с1993 года, к исследованиям подключились европейцы.
Мишель Майор и Дидье Келос из Женевы на 1,93 метровом телескопе Обсерватории
Верхнего Прованса (Франция) решили измерить лучевые скорости около сотни
звезд до 8 звездной величины с точностью до 15 метров в секунду. Начав
в сентябре 1994 года наблюдения звезды 51
Peg, они обнаружили колебания почти в 60 метров в секунду с очень
коротким периодом - всего 4 дня! 6 октября 1995 астрономы объявили о
своем открытии, после чего несколько недель продолжались ожесточенные
дискуссии о реальности такого типа объектов. Дж. Марси и П. Батлер подтвердили
это открытие, обнаружив те же самые колебания в своих наблюдениях. Для
них лично это было тяжелым разочарованием, так как они обнаружили свою