«Наука и Техника» [журнал для перспективной молодежи], 2006 № 01 (1)

Когда звезда находится на АВГ, она начинает интенсивно терять вещество. Образуется протяженная газопылевая оболочка, которая, расширяясь, рассеивается в межзвездной среде. Стадия потери массы на АВГ — от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов лет — очень кратковременна по сравнению со временем жизни звезды солнечной массы на главной последовательности. Звезда с солнечной массой растрачивает на АВГ значительную часть своего вещества. По мере того, как она освобождается от внешних холодных слоев, ее температура быстро растет и звезда быстро смещается влево по диаграмме Г-Р. Этому состоянию соответствует ветвь Пост АВГ (“после асимптотической ветви”). В результате конвективная оболочка полностью сбрасывается и от звезды остается вырожденное ядро — белый карлик с температурой поверхности до 50 000 К, который не имеет ядерных источников энергии и в последующем медленно остывает. Звезда на диаграмме Г-Р быстро “падает” вниз, в область белых карликов. Сброшенная околозвездная оболочка ионизируется под действием ультрафиолетового излучения горячего белого карлика и образует вокруг него планетарную туманность. Так заканчивают свой жизненный путь звезды солнечного типа. Впервые подобная идея была высказана советским астрофизиком И.С. Шкловским в 1956 г. (Астрон. журнал, т. 33, № 3, с. 315–329), который обратил внимание, что ядро красного гиганта — это готовый белый карлик, которому остается лишь освободиться от окружающей оболочки. В настоящее время эта схема эволюции является общепринятой.

О внесолнечных планетных системах

До недавнего времени Солнечная система оставалась единственной известной нам планетной системой во Вселенной. Как обнаружить планету около другой звезды? Самый прямой способ — поиск в окрестностях звезды при помощи крупного телескопа. Однако планета сама не светится, а лишь отражает свет звезды, причем малую его долю. Если планета близка к звезде, то ее слабый отраженный свет будет “тонуть” в лучах самой звезды. Если же планета далеко, то отделить ее от звезды проще, но и отраженный свет окажется слабее. Прямые наблюдения планет около ближайших звезд — дело будущего, хотя и недалекого. Пока используются только косвенные методы поиска внесолнечных планет. Самый старый из них — астрометрический — поиск невидимых спутников по отклонениям в собственных движениях звезд на небесной сфере, к сожалению, не дал достоверных результатов.

Другой метод обнаружения планет вокруг звезд основан на эффекте Доплера. В настоящее время этот метод — основной; с его помощью обнаружены почти все известные внесолнечные планетные системы. Если звезда имеет планету, обе они обращаются вокруг общего центра тяжести. Звезда движется по малой орбите и с маленькой скоростью, планета — по большой орбите, с большой скоростью. Средняя скорость движения планет по орбитам — десятки километров в секунду, а скорость движения звезды вокруг общего центра тяжести под действием планеты — несколько метров или десятков метров в секунду. Задача состоит в том, чтобы по смещениям линий в спектре звезды измерить скорость этого движения.

Здесь наибольшие шансы на успех, если орбита планеты видна “с ребра”. Тогда доплеровские смещения линий в спектре звезды, вызванные ее движением вокруг общего центра тяжести системы, будут максимальными.

Еще один способ обнаружения планет вокруг других звезд — “затменный”, или “транзитный”. Пользуясь этим методом, наблюдатели ищут небольшие периодические ослабления блеска звезды, когда планета в своем движении проходит по ее диску (“затмевает” звезду). И в этом случае (как и в доплеровском методе) необходимо, чтобы орбита планеты наблюдалась “с ребра”, тогда есть шанс увидеть затмение. Если угол наклона плоскости орбиты к картинной плоскости не очень сильно отличается от 90°, то есть вероятность, что планета пройдет по диску звезды. Затмение может происходить только в узком диапазоне углов и вблизи 90°; если оно наблюдается, то, зная примерно угловой размер диска звезды, сразу можно наложить жесткие ограничения на величину наклонения орбиты и тем самым точнее оценить массу планеты. Планета гораздо меньше звезды и может закрыть только малую часть звездного диска. Поэтому блеск звезды во время затмения ослабнет очень немного — на тысячные доли звездной величины. Транзитный метод применяется для поиска планетных систем в рамках польско-американского эксперимента по поиску гравитационных линз OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), первичной целью которого был поиск носителей “темной материи” по изменениям блеска звезд, когда объект проходит между звездой и Солнцем.