Откуда астрономы это знают?

49

Вид ночного неба, усыпанного звездами, с давних пор вселяет в душу человека благоговение и восторг. Потому даже при некотором снижении общего интереса к науке астрономические новости иногда просачиваются в средства массовой информации, чтобы встряхнуть воображение читателя (или слушателя) сообщением о таинственном квазаре на самой окраине Вселенной, о взорвавшейся звезде или о черной дыре, затаившейся в недрах далекой галактики.

Дмитрий Вибе

Вполне естественно, что рано или поздно у заинтересованного человека возникает законный вопрос: «Да полно, уж не водят ли они меня за нос?» Действительно, по астрономии написано множество книг, снимаются научно-популярные фильмы, проводятся конференции, постоянно растут тиражи и объемы профессиональных астрономических журналов, и всё это — продукт простого разглядывания неба?

Возьмем, к примеру, физику, химию или биологию. Там всё понятно. Предмет исследования этих наук можно «потрогать» — если не непосредственно подержать в руках, то, по крайней мере, подвергнуть всестороннему исследованию в экспериментальных установках. Но как могут астрономы с такою же уверенностью утверждать, например: «В двойной системе, удаленной от нас на 6 тыс. световых лет, вещество срывается с красной звезды, закручивается в тонкий диск и накапливается на поверхности белого карлика», предъявляя в качестве доказательства снимок, на котором не видны ни красная звезда, ни карлик, ни тем более диск, а наличествует лишь яркая точка в окружении еще нескольких таких же, разве что не столь ярких? Эта уверенность — не следствие завышенной самооценки. Она проистекает из умения связать мириады разрозненных наблюдательных фактов в единую, взаимосвязанную, внутренне непротиворечивую картину Мироздания, при этом успешно предсказывая открытие новых явлений.

На этом снимке показана оболочка, сброшенная во время вспышки повторной новой Т Компаса (T Pyxidis). Яркая точка в центре оболочки — двойная звезда, состоящая из обычной звезды и звездного остатка (белого карлика). Вещество звезды перетекает на белый карлик, постепенно накапливаясь на его поверхности. Когда масса накопленного вещества превышает некий критический предел, в системе происходит взрыв. По каким-то причинам (возможно, в результате взаимодействия с остатками предыдущих взрывов) сброшенная оболочка распадается на тысячи крохотных светящихся узелков. Помимо спектроскопического исследования этих узелков, наблюдая за ними на протяжении нескольких лет можно непосредственно видеть, как они разлетаются прочь от системы. © Shara, Williams, Gilmozzi, and NASA. Изображение с сайта hubblesite.org

Основу основ наших познаний о Вселенной составляет убежденность в том, что вся она (или, по крайней мере, вся ее видимая часть) управляется теми же физическими законами, что открыты нами на Земле. Это представление возникло не на пустом месте. Нельзя даже сказать, что физические законы сначала открывались на Земле, а потом находили подтверждение в Космосе. Физики никогда не рассматривали нашу планету в отрыве от остальной Вселенной. Закон всемирного тяготения был выведен Ньютоном по наблюдениям Луны, а первым его «триумфом» стал расчет орбиты кометы Галлея. Гелий был обнаружен сначала на Солнце и лишь потом на Земле

От радиоволн до гамма-лучей

Представление о единстве физических законов позволяет сделать очень важное допущение. Пусть мы не можем, например, проникнуть в недра звезды или в ядро галактики, чтобы непосредственно увидеть происходящие там процессы. Но мы можем логически вывести эти процессы, наблюдая производимый ими результат. Результатом этим в подавляющем большинстве случаев оказывается свет, точнее электромагнитное излучение в очень широком диапазоне частот, которое мы непосредственно и регистрируем. Всё остальное — помимо излучения — представляет собою продукт теоретической интерпретации наблюдений, суть которой заключена для астрономов в простой формуле «О – С», то есть «наблюдаемое» (observed) минус «вычисленное» (computed). Чтобы понять природу какого-либо объекта, нужно построить его модель, то есть физико-математическое описание происходящих в нём процессов, а затем с помощью этой модели вычислить, какое излучение должно рождаться в этом объекте. Дальше остается сравнить предсказания модели с результатами наблюдений и, если сравнение оказалось не вполне убедительным, то либо изменить параметры имеющейся модели, либо придумать новую, более удачную.

Звездное поле в созвездии Кита (Cetus), по площади примерно равное полной Луне. Может показаться, что все звёзды на нём одинаково белые. Однако если приглядеться, видно, что среди них есть и голубые, и желтые, и красноватые светила. © Роберт Гендлер. Фото с сайта www.astronet.ru. (Более подробно разглядеть этот снимок можно на сайте www.robgendlerastropics.com.)

Сравнивать есть с чем, ибо свет несет в себе колоссальный объем информации. Даже беглого взгляда на звезды достаточно, чтобы заметить — они различаются по цвету. Это уже очень важная информация, так как цвет зависит от температуры. Иными словами, просто посмотрев на звёзды невооруженным взглядом и предположив, что на них действуют известные нам законы излучения (скажем, закон смещения Вина), мы уже можем сказать, что поверхности звезд имеют различную температуру — от двух-трех тысяч градусов (красные звезды) до десятков тысяч градусов (белые и голубые звезды).

Цвет и температура

Самым простым видом излучения является тепловое — то есть излучение, связанное с температурой тела. Тепловое излучение греет замерзшие ладони усталого путника, разведшего на обочине дороги небольшой костерок; тепловым излучением освещают наши жилища лампочки накаливания; именно тепловое излучение миллиарды лет несет на Землю солнечную энергию. Формально нагретое тело излучает во всём диапазоне длин волн (или частот), но есть определенная длина волны, на которую приходится максимум излучаемой энергии. Для источника излучения с максимально простыми свойствами, который в физике называется абсолютно черным телом, эта длина волны обратно пропорциональна температуре: λ = 0,29 / T, где длина волны выражена в сантиметрах, а температура — в Кельвинах. Это соотношение называют законом смещения Вина. Зрительно именно эта длина волны (разумеется, в сочетании с кривой спектральной чувствительности глаза) определяет видимый цвет нагретого тела. В спектрах звезд распределение энергии излучения по длинам волн несколько отличается от «чернотельного», однако связь между «цветом» и температурой сохраняется. Слово «цвет» здесь взято в кавычки, поскольку вместо субъективного описания (красный, желтый, голубой и пр.) в астрономии используются менее живописные, но куда более четкие численные характеристики — так называемые показатели цвета.

Конечно, в реальности всё сложнее, поскольку излучение тела не всегда связано с тем, что оно имеет определенную температуру. Иными словами, оно может иметь и нетепловую природу, как, например, синхротронное или мазерное. Однако это можно легко установить, определив не только «цвет», то есть частоту, на которую приходится максимум излучения, но и всю форму спектра, то есть распределение излучаемой энергии по частотам. Современная аппаратура позволяет регистрировать излучение в огромном частотном диапазоне — от гамма- до радиоволн.

Хотя общая форма спектра звезды или другого объекта уже говорит о многом (например, о природе излучения — тепловое оно или нет и если тепловое, то какой температуре соответствует), в спектре есть и значительно более емкий носитель информации — линии. При определенных условиях вещество излучает (если оно излучает само) или поглощает (если его освещает другой источник) свет лишь на определенных частотах. Конкретный набор частот зависит от индивидуального распределения энергетических уровней атомов, ионов или молекул вещества, а это означает, что по наличию той или иной спектральной линии можно сделать вывод, что в излучающем или поглощающем веществе присутствуют эти атомы и молекулы. По интенсивности линии, по ее форме, поляризации, а также по отношению интенсивностей разных линий одного и того же атома или молекулы можно определить содержание данного элемента в атмосфере звезды, степень ионизации, плотность вещества, его температуру, напряженность магнитного поля, ускорение силы тяжести… Если вещество движется, его спектр, в том числе линии, сдвигается как целое из-за эффекта Доплера: в синюю сторону спектра, если вещество приближается к нам, в красную — если вещество удаляется. Это означает, что по смещению линий относительно «лабораторного положения» мы можем делать выводы, например, о движении как звезды в целом, если смещается весь спектр, так и отдельных слоев ее атмосферы, если линии, образующиеся на различных глубинах, смещаются по-разному.

Первую карту солнечного спектра построил в начале XIX века знаменитый оптик Йозеф Фраунгофер. Наиболее заметным темным линиям в спектре Солнца он присвоил буквенные обозначения, некоторые из которых применяются астрономами до сих пор (верхний рисунок). Во второй половине XIX века выяснилось, что положение линий поглощения (темных) в спектре Солнца совпадает с положением линий излучения (светлых) в лабораторных спектрах различных химических элементов. Из сравнения приведенных здесь спектров видно, что фраунгоферовы линии h, G’, F и C принадлежат водороду, а двойная линия D — натрию. Рис. с сайта optics.ifmo.ru

В спектре звезды, подобной Солнцу, количество спектральных линий (в данном случае, линий поглощения) измеряется многими тысячами, поэтому можно без преувеличения сказать, что о звездных атмосферах (где находится вещество, которое проявляет себя в виде линий) мы знаем почти всё. Почти — потому что сама теория образования спектров неидеальна, хотя и продолжает непрерывно совершенствоваться. В любом случае, излучение звезд несет в себе огромное количество информации, которую нужно только уметь расшифровать. Недаром в популярных текстах спектры любят сравнивать с отпечатками пальцев.

Гори, гори, моя звезда

Но атмосфера — лишь небольшая доля вещества звезды. Что мы можем сказать о ее недрах? Ведь заглянуть туда можно только теоретически — вооружившись физическими законами. (Впрочем, сейчас астрономы активно осваивают методы сейсмологии, по «дрожанию» спектральных линий изучая особенности распространения звуковых волн в недрах звезд и так восстанавливая их внутреннее строение.) Зная температуру и плотность на поверхности звезды (например, Солнца), а также предположив, что ее собственная гравитация уравновешивается тепловым и световым давлением (иначе бы звезда расширялась или сжималась), можно просчитать изменение температуры и плотности с глубиной, добравшись до самого центра светила, и заодно попытаться ответить на вопрос, что именно заставляет Солнце и другие звезды светиться.

Конвективные движения в приповерхностных областях Солнца генерируют звуковые волны, которые уходят вглубь звезды, пронзают ее насквозь, отражаются от поверхности и снова погружаются в недра (см. рисунок слева). Этот процесс повторяется многократно, в результате чего каждый участок солнечной поверхности словно «дышит», или вибрирует. На рисунке справа показан один из режимов сейсмологических колебаний поверхности Солнца (синие участки поднимаются, красные — опускаются). По данным измерений с борта космической солнечной обсерватории SOHO частота колебаний в этом режиме примерно равна 3 миллигерцам. © GONG (Global Oscillation Network Group). Изображения с сайта gong.nso.edu

Изучение истории Земли показало, что энерговыделение Солнца на протяжении нескольких миллиардов лет оставалось почти неизменным. Это означает, что предполагаемый источник солнечной (звездной) энергии должен быть очень «долгоиграющим». В настоящее время известен только один подходящий вариант — это цепочка термоядерных реакций, начинающаяся реакцией превращения водорода в гелий. Предположив, что именно она составляет основу звездной энергетики, можно построить теоретические модели эволюции звезд различных масс — эволюционные треки, которые позволяют описать изменение внешних параметров звезды (ее светимости и поверхностной температуры) в зависимости от процессов, происходящих в ее недрах. Конечно, мы лишены возможности наблюдать за звездой на протяжении всей ее жизни. Зато в звездных скоплениях мы можем наблюдать, как выглядят звёзды различных масс, но примерно одного возраста

Расстояния и возрасты

Определение расстояний в астрономии — это, как правило, многоступенчатая процедура, поэтому систему астрономических «эталонов длины» иногда образно называют «лестницей расстояний». В ее основе лежат определения расстояний в Солнечной системе, точность которых благодаря радиолокационным методам в ряде случаев достигла уже миллиметровых значений. Из этих измерений выводится величина главного астрономического эталона длины, который без особых изысков так и называется — «астрономическая единица». Одна астрономическая единица представляет собою среднее расстояние от Земли до Солнца и равна примерно 149,6 млн км.

Следующая ступенька «лестницы расстояний» — метод тригонометрических параллаксов. Орбитальное движение Земли приводит к тому, что в течение года мы оказываемся то по одну сторону Солнца, то по другую и в результате смотрим на звезды под немного разными углами. На земном небосводе это выглядит как колебания звезды вокруг некоторого среднего положения — так называемый годичный параллакс. Чем дальше звезда, тем меньше размах этих колебаний. Определив, насколько сильно меняется видимое положение звезды из-за годичного движения, можно определить расстояние до нее с помощью обычных геометрических формул. Иными словами, расстояние, определенное по параллаксу, не отягощено никакими дополнительными предположениями, а его точность ограничена только точностью измерения параллактического угла.

С методом параллаксов связана еще одна единица измерения астрономических расстояний: парсек. Один парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду. Беда в том, что даже для ближайших звезд параллактический угол очень мал. Например, для α Центавра он равен всего лишь трем четвертям угловой секунды. Поэтому с помощью даже самых современных угломерных инструментов удается определить расстояния до звезд, удаленных от нас не более чем на несколько сотен парсек. Для сравнения, расстояние до центра Галактики равно 8–10 тыс. парсек.

На следующей ступеньке лестницы находятся «фотометрические» расстояния, то есть расстояния, основанные на измерении количества света, поступающего от источника излучения. Чем дальше от нас он находится, тем тусклее становится. Поэтому, если нам каким-то образом удастся определить его истинную яркость, то мы, сравнив ее с видимой яркостью, оценим расстояние до объекта. На относительно небольших расстояниях вне конкуренции с начала XX века остаются цефеиды — особый род переменных звезд, у которых истинная яркость связана простым соотношением с их периодом. На более значительных расстояниях в качестве «стандартных свечей» применяются сверхновые типа Ia. Наблюдения свидетельствуют, что в максимуме блеска их истинная яркость всегда примерно одна и та же.

Наконец, на самых больших удалениях единственным указанием на расстояние до объекта служит пока закон Хаббла — обнаруженная американским астрономом прямая пропорциональность между расстоянием и смещением линий в красную область спектра.

Важно отметить, что вне Солнечной системы единственным прямым методом определения расстояний является метод параллаксов. Все остальные методы в той или иной степени опираются на различные предположения.

С возрастами ситуация гораздо менее определенная. Настолько менее, что не всегда бывает понятно даже, что именно называть возрастом. В пределах Солнечной системы помимо обычных геологических методов для оценки возраста поверхностей небесных тел используется, например, степень их покрытия метеоритными кратерами (при условии, что известна средняя частота падения метеоритов). Цвет поверхности астероидов постепенно меняется под воздействием космических лучей (это явление называется «космической эрозией»), поэтому ее возраст можно примерно оценить по цвету.

Возраст остывающих космических объектов, лишенных источников энергии, — коричневых и белых карликов — оценивают по их температуре. Оценки возрастов пульсаров опираются на скорости замедления их периодов. Примерно определить возраст разлетающейся оболочки сверхновой можно, если удается измерить ее размер и скорость расширения.

С возрастами звезд дело обстоит получше. Правда, большую часть времени жизни звезды она проводит на стадии центрального горения водорода, когда внешне с ней происходит очень мало изменений. Поэтому, глядя, например, на звезду, подобную Солнцу, трудно сказать, образовалась она 1 млрд лет назад или 5 млрд лет назад. Ситуация упрощается, если нам удается наблюдать группу звезд примерно одного возраста, но различных масс.

Такую возможность нам предоставляют звездные скопления. (Звезды в них, конечно, образуются не совсем одновременно, но в большинстве случаев разброс возрастов отдельных звезд меньше среднего возраста скопления.) Теория звездной эволюции предсказывает, что звезды различных масс эволюционируют по-разному — чем массивнее звезда, тем быстрее она заканчивает свой «звездный путь». Поэтому чем старше скопление, тем ниже опускается планка максимальной массы населяющих его звезд. Например, в очень молодом звездном скоплении Arches (Арки), расположенном вблизи центра Галактики, есть звезды с массой в десятки солнечных масс. Такие звезды живут не более нескольких миллионов лет, стало быть, именно таков максимальный возраст этого скопления. А вот в шаровых скоплениях наиболее тяжелые звезды имеют массу не более 2 масс Солнца. Это говорит о том, что возрасты шаровых скоплений измеряются миллиардами лет.

Теоретические модели звездной эволюции предсказывают, что звезды разных масс выстраивают свою жизнь по-разному: массивные звезды быстро сжигают отведенные им большие запасы топлива, живя ярко, но недолго. Звезды малых масс, напротив, расходуют себя очень экономно, растягивая свое скромное количество водорода на миллиарды лет. Иными словами, теория предсказывает, что чем старше звездное скопление, тем меньше будет в нём массивных звезд. Именно такую картину дают нам наблюдения. В молодых звездных скоплениях (с возрастами порядка нескольких миллионов лет) попадаются иногда звезды с массами в несколько десятков масс Солнца; в скоплениях среднего возраста (десятки и сотни миллионов лет) верхняя граница масс звезд опускается до десятка масс Солнца; наконец, в самых старых скоплениях мы практически не видим звезд массивнее Солнца.

Конечно, на это можно возразить, что мы используем для подтверждения теории звездной эволюции возрасты звездных скоплений, определенные с помощью этой самой теории. Но правильность определения возрастов скоплений подтверждается и другими фактами. Например, скопления, которые с точки зрения теории звездной эволюции кажутся самыми молодыми, практически всегда окружены остатками молекулярного облака, из которого они образовались. Самые же старые скопления — шаровые — стары не только с точки зрения теории звездной эволюции, они еще и очень бедны тяжелыми элементами (по сравнению с тем же Солнцем), что вполне согласуется с их почтенным возрастом. В ту далекую эпоху, когда они родились, тяжелые элементы в Галактике еще не успели синтезироваться в больших количествах.

Звездные скопления, населяющие галактический диск, астрономы называют рассеянными. Входящие в них звезды (как правило, не более нескольких сотен) довольно сильно разбросаны в пространстве, так что иногда бывает даже трудно отличить реальное скопление от случайного группирования звезд на небосводе. Эти скопления в большинстве своем очень молоды. Иногда в них еще можно наблюдать остатки вещества, из которого сформировались звезды скопления. На снимке слева показано одно из известнейших рассеянных скоплений — NGC 346 в спутнике нашей Галактики Малом Магеллановом облаке (удаленном от нас на 210 000 световых лет) в созвездии Тукана (Tucana). Снимок получен при помощи Космического телескопа им. Хаббла в июле 2004 года (© NASA, ESA, and A.Nota, STScI/ESA). Справа мы видим совсем иное звездное семейство — шаровое скопление M15 в созвездии Пегаса (Pegasus) в 40 000 световых лет от Земли (© NASA and STScI/AURA). Звезды шаровых скоплений очень стары (см. врезку «Расстояния и возрасты») и маломассивны, зато их очень много. Если типичное рассеянное скопление включает в себя сотни звезд, то в шаровом их счет может идти на миллионы — и это при сопоставимых размерах! Ареал обитания шаровых скоплений не ограничен диском — они образуют вокруг нашей Галактики своеобразное сферически-симметричное облако радиусом в десятки тысяч парсеков. (Изображения с сайта hubblesite.org)

Правда, синтез тяжелых элементов — это тоже предсказание теории звездной эволюции! Но и оно подтверждается независимыми наблюдениями: с помощью спектроскопии мы накопили множество данных о химическом составе звезд, и теория звездной эволюции прекрасно объясняет эти данные не только с позиции содержания конкретных элементов, но и с позиции их изотопного состава.

В общем и целом можно, наверное, закончить разговор о теории звездной эволюции так. В ней вряд ли можно найти какое-то одно конкретное предсказание, которое подтверждало бы какой-то один аспект теории. Скорее, мы имеем в своем распоряжении сложную теоретическую картину жизни звезд различных масс и химического состава, начиная от ранних эволюционных стадий, когда термоядерные реакции в звезде только загорелись, до последних этапов эволюции, когда массивные звезды взрываются как сверхновые, а маломассивные сбрасывают оболочки, оголяя компактные горячие ядра. Она позволила сделать неисчислимые теоретические предсказания, которые находятся в прекрасном согласии с весьма сложной наблюдательной картиной, заключающей в себе данные о температурах, массах, светимостях, химическом составе, пространственном распределении миллиардов звезд самых различных типов — от ярких голубых гигантов до белых карликов.

Рождение звезд и планет

Теория звездной эволюции достигла таких впечатляющих высот не без причины. Звезды ярки, компактны, многочисленны, поэтому их легко наблюдать. К сожалению, далеко не во всём Вселенная делится информацией столь же охотно. Картина Мироздания становится существенно более расплывчатой и фрагментарной, когда мы переходим, например, от звезд к межзвездной среде — газу и пыли, заполняющим большую часть пространства в дисковых галактиках, подобных Млечному Пути. Излучение межзвездного вещества очень слабо, потому что вещество это либо очень разрежено, либо очень холодно. Наблюдать его гораздо сложнее, чем излучение звезд, но, тем не менее, оно тоже очень информативно. Просто инструменты, позволяющие в деталях исследовать межзвездную среду, появились в распоряжении астрономов лишь недавно, буквально в последние 10-20 лет, поэтому неудивительно, что в этой области остается пока много «белых пятен».

Одно из самых значительных «пятен» связано, как ни странно, тоже со звездами — мы до сих пор толком не знаем, откуда они берутся. Точнее сказать, у нас есть общее представление о звездообразовании, но далеко не такое ясное, как о последующей эволюции звезд. Можно с уверенностью говорить о том, что звезды образуются в молекулярных облаках в результате сжатия газо-пылевых конденсаций. Из наблюдений мы знаем, что, во-первых, молодые звезды всегда находятся в молекулярном газе, а во-вторых, рядом с уже «готовыми» молодыми звездами в молекулярных облаках наблюдаются и так называемые дозвездные ядра — плотные газо-пылевые сгустки, спектры которых явно указывают на то, что эти сгустки сжимаются. Однако мы не можем пока сказать, как появляются эти сгустки и почему они начинают сжиматься. Точнее, есть две основные версии звездообразования. Согласно одной из них, молекулярные облака удерживаются от сжатия магнитным полем (магнитное поле в молекулярных облаках действительно имеется), а дозвездные ядра появляются там, где поддержка магнитного поля по каким-то причинам ослабевает. Согласно другой версии, движущей силой звездообразования является наблюдаемая в облаках турбулентность: дозвездные ядра образуются там, где случайно сталкиваются хаотические потоки вещества. Однако объем наблюдательных данных пока слишком мал, чтобы можно было с уверенностью отдать предпочтение одному из этих механизмов (или предложить третий, четвертый…).

Немногим лучше обстоят дела с теорией образования планет: по современным представлениям, они образуются в газо-пылевых дисках у молодых звезд. Опять же, напрямую образование планет в них никто не видел, но сами эти диски наблюдаются во множестве. Благодаря этому получены косвенные свидетельства того, что пылинки в молодых дисках на определенном эволюционном этапе начинают слипаться, постепенно увеличиваясь в размерах, — на этой стадии у дисков меняется форма спектра в инфракрасном диапазоне. В некоторых «протопланетных» дисках обнаружены аномальные структурные детали — изгибы и «дырки», — которые могут быть вызваны тяготением уже образовавшихся в них планет.

Этот снимок диска у молодой звезды β Живописца (β Pictoris) получен при помощи Космического телескопа им. Хаббла в 2003 году. На нём видно, что помимо основного диска в системе есть и вторичный, наклоненный относительно основного на 4–5°. Астрономы считают этот вторичный диск косвенным свидетельством в пользу того, что в системе β Живописца есть планета, тяготение которой нарушило нормальное течение вещества в основном диске и привело к его «раздвоению». © NASA, ESA, ACS Science Team, D.Golimowski (Johns Hopkins University), D.Ardila (IPAC), J.Krist (JPL), M.Clampin (GSFC), H.Ford (JHU), and G.Illingworth (UCO/Lick)

Иные миры и края

Одна из самых горячих астрономических тем сегодня — внесолнечные планеты, первая из которых была открыта в 1995 году. Основной метод их обнаружения — метод лучевых скоростей — основан на эффекте Доплера: планета своим тяготением заставляет звезду описывать небольшой эллипс вокруг центра масс системы. Если орбита планеты не строго перпендикулярна лучу зрения, половину ее периода звезда приближается к наблюдателю, половину периода — удаляется от него. В результате линии в спектре звезды немного «съезжают» то вправо, то влево от среднего положения. Строго говоря, такие колебания говорят о наличии спутника, но не позволяют уверенно утверждать, что это именно планета, а не коричневый карлик или очень маломассивная звезда (если бы это была «нормальная» звезда, ее просто было бы видно). Над подобными наблюдениями тяготеет «проклятие синуса i», где i — угол между плоскостью орбиты планеты и плоскостью небосвода. По размаху колебаний спектральных линий определяется не масса, а ее произведение на sin i. Смысл этого умножения прост: если орбита лежит точно в плоскости небосвода, никаких колебаний в спектре мы не увидим, даже если спутник звезды очень массивен. Поэтому в адрес метода лучевых скоростей до сих пор высказываются сомнения. Во-первых, обнаруженное с его помощью тело может и не быть планетой, во-вторых, колебания лучевых скоростей, вообще говоря, могут быть связаны и с движениями в атмосфере звезды…

В подавляющем большинстве случаев доказательством существования планеты являются только регулярные колебания лучевой скорости «родительской» звезды. В нескольких случаях к ним добавляются регулярные и синхронизованные с колебаниями лучевой скорости падения яркости звезды — затмения. Лишь в паре неподтвержденных случаев планету удалось наблюдать в виде светящейся точки рядом со звездой. Поэтому имейте в виду — если в астрономической новости вам попалось красочное изображение планеты у другой звезды, это всегда фантазия художника… (На рис. изображен газовый гигант (большой голубой вверху картинки), вращающийся вокруг белого карлика и миллисекундного пульсара B1620-26 (две яркие точки внизу картинки) в шаровом скоплении M4. Астрономы предполагают, что это планета, поскольку ее масса слишком мала для звезды или коричневого карлика.) Graphic: NASA and G.Bacon (STScI)

Другое дело, если плоскость орбиты планеты почти перпендикулярна плоскости небосвода, то есть почти параллельна лучу зрения. В этом случае мы можем рассчитывать увидеть затмения звезды планетой. И, начиная с 1999 года, такие затмения действительно наблюдаются! Пока, правда, известно лишь несколько примеров внесолнечных планет, параметры которых удалось одновременно определить и по затмениям, и по методу лучевых скоростей. Затмения в этих системах происходят именно тогда, когда их предсказывает метод лучевых скоростей, вселяя надежду на то, что в большинстве случаев «планетные» колебания линий в спектрах звезд действительно связаны с планетами.

Кстати, поскольку в такой затменной системе угол i примерно равен 90°, а sin i, соответственно, близок к единице, то определенная по методу лучевых скоростей минимальная масса планеты близка к ее истинной массе. Поэтому в данном случае можно уверенно отличить планету от коричневого карлика.

Увидеть невидимое

Говоря о невидимом, нельзя, конечно, не сказать о наиболее интригующих астрономических объектах. Понятие о черных дырах — объектах с настолько мощной гравитацией, что оторваться от них не может даже свет, — появилось в науке еще в XVIII веке благодаря англичанину Джону Мичеллу и французу Пьеру Лапласу. В начале XX века немецкий ученый Карл Шварцшильд придал этой идее математическую обоснованность, выведя черные дыры как следствие из общей теории относительности. Иными словами, черные дыры были предсказаны теоретически задолго до того, как можно было помыслить о том, чтобы найти свидетельства их реального существования в природе. Да и как можно говорить об открытии объектов, увидеть которые невозможно не просто из-за временного несовершенства аппаратуры, а по определению? Вполне естественно, что основным аргументом в пользу того, чтобы назвать некий массивный объект черной дырой, стала его невидимость. Первым кандидатом в черные дыры в начале 1970-х годов оказался невидимый компаньон двойной системы Лебедь X-1. Он имеет массу более 5 масс Солнца, но все попытки обнаружить его собственное излучение успехом не увенчались. О его наличии говорит лишь гравитационное воздействие, которое он оказывает на вещество видимого компонента. Как выясняется, очень сложно придумать другую физическую сущность, которая обладала бы столь большой массой и оставалась при этом невидимой.

Еще более убедительное доказательство реальности черных дыр получено в последние годы для ядра нашей Галактики. Причем оно вытекает не из каких-то сложных теорий, нет, а из обычной небесной механики, описывающей движение спутника вокруг главного тела. На протяжении последнего десятилетия ученые отслеживают движение нескольких звезд в ближайших окрестностях геометрического центра Галактики. Орбита одной из этих звезд прорисована почти полностью — она обращается вокруг центра по вытянутому эллипсу так, словно находится в поле тяготения объекта с массой в несколько миллионов солнечных масс. Радиус объекта не превышает нескольких десятков астрономических единиц — таков размер орбиты этой звезды. Естественно, любой тяготеющий объект может быть только меньше орбиты своего спутника. Представьте себе: миллионы солнечных масс вещества упакованы в размер Солнечной системы и остаются при этом невидимыми! Здесь нужно вспомнить еще об одном великом научном принципе — так называемой бритве Оккама: не нужно множить сущности без необходимости, из всех объяснений отдавая предпочтение самому простому. Черная дыра, какою бы экзотикой она ни казалась, на сегодняшний день остается наиболее простым решением этой загадки. Хотя это, конечно, не гарантирует, что в будущем не будет найдено еще более простое решение.

Орбиты звезд в ядре нашей Галактики. Длина двухконечной стрелки в верхнем правом углу примерно равна 1600 астрономическим единицам. Эта карта построена Андреа Гез и ее коллегами из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе по данным многолетних наблюдений на Телескопе им. Кека). Звездочкой отмечено место, где должно находиться тело, тяготение которого заставляет звезды двигаться по этим траекториям. Законы небесной механики позволяют определить, что масса этого тела составляет несколько миллионов солнечных масс. Особенно интересны орбиты звезд S0-2 и S0-16, которые подходят к невидимому телу на расстояние всего в несколько десятков астрономических единиц, накладывая тем самым очень серьезное ограничение на его размер. Рис. с сайта www.astro.ucla.edu

В принципе, сказанное относится и к квазарам — необычайно ярким и очень компактным источникам излучения, невероятно высокую светимость которых объясняют выделением энергии при аккреции (падении) вещества на черную дыру. Материя не падает непосредственно на дыру, а закручивается вокруг нее, образуя тонкий аккреционный диск. Это связано с тем, что во вращающейся системе гравитация (центрального объекта или всей системы целиком) в направлении, перпендикулярном оси вращения, уравновешивается центробежной силой, поэтому сжатие происходит только параллельно оси вращения, «сплющивая» систему в плоский блин.

Движение газа в диске описывается законами Кеплера (поэтому такие диски называют иногда «кеплеровскими»). Хотя имя Кеплера обычно связывают с догадкой о том, что планеты Солнечной системы обращаются вокруг Солнца по эллипсам, однако законы Кеплера в равной степени применимы и к движению по окружности (которая представляет собою частный случай эллипса).

Одно из проявлений законов Кеплера пр

Поделиться:
Загрузка...