Разведка далеких планет

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980–х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

Таблица 6.3

Астрометрические (угловые) и доплеровские колебания Солнца под влиянием планет

Планета	Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги	Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с	Планета	Угловые колебания при наблюдении с расстояния 3 пк, миллисекунды дуги	Доплеровские колебания лучевой скорости при наблюдении в плоскости эклиптики, м/с
Меркурий	0,00002	0,008	Сатурн	0,89	2,8
Венера	0,00058	0,086	Уран	0,27	0,3
Земля	0,00098	0,089	Нептун	0,51	0,3
Марс	0,00016	0,008	Плутон	0,00008	0,00003
Юпитер	1,6	13

По существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым (по времени запаздывания сигнала) определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров. Вообще, метод хронометража (тайминга) требует лишь наличия стабильного «генератора импульсов», в роли которого может выступать пульсирующий или вращающийся белый карлик, тесная двойная звезда и т. п.

Открытия экзопланет

Астрометрический поиск

Исторически первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 г. американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что тусклая красная звезда в созвездии Змееносец быстро перемещается по небу относительно других звезд — на 10" в год. Позже 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 а Кентавра.

Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, значит, влияние на нее соседей — планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938 г., 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", а значит, 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 гг. это сообщение облетело весь мир и получило широкий резонанс. Ведь это было первое десятилетие практической космонавтики и поиска внеземных цивилизаций, поэтому энтузиазм людей в отношении новых открытий в космосе был чрезвычайно велик.

К исследованию звезды Барнарда подключились и другие астрономы. Некоторые результаты говорили в пользу гипотезы ван де Кампа. Например, в 1972 г. на конференции по происхождению Солнечной системы в Ницце (Франция) теоретики Д. Блэк и Г. Саффолк обсуждали планетную систему звезды Барнарда, не ставя под сомнение ее существование. Перед вами фрагмент их выступления.