Все эти миры — ваши. Научные поиски внеземной жизни

Кеплер вновь уселся за свой письменный стол, разочарованный, но по-прежнему полный решимости. Долгие поиски вернули его к той же точке, с которой он начинал, — к неподдающейся объяснению замысловатой орбите Марса. На самом деле Кеплер уже вплотную подошел к разгадке, просто сам еще этого не понимал. Могла ли орбита быть не кругом, а эллипсом? Кеплеру уже было известно, что эллипсы, как и круги, относятся к семейству кривых, именуемых коническими сечениями, образованных пересечением плоскости с конусом.

Вернувшись к идее эллиптических орбит, Кеплер неожиданно обнаружил, что они идеально подходят для описания движения Марса. Остальные известные планеты заняли свои места в Солнечной системе, расположившись на эллиптических орбитах. Свое открытие он сформулировал в виде первого закона планетного движения: планеты обращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, причем в одном из фокусов эллипса расположено Солнце. Каждая планета двигалась в собственном ритме: ускоряясь вблизи Солнца и замедляясь на другом конце эллипса. Это стало вторым законом. Наконец, Кеплер выразил математическую гармонию планетных орбит в третьем законе: квадрат периода обращения планеты пропорционален кубу среднего расстояния от Солнца.

Кеплер умер в 1630 г., а его законы получили окончательное признание лишь 57 лет спустя, в 1687 г., когда Исаак Ньютон опубликовал один из самых выдающихся трудов в истории науки — «Математические начала натуральной философии» (Mathematical Principles of Natural Philosоphy), в котором среди прочего сформулировал закон всемирного тяготения. Ньютон восхищался законами Кеплера. Полученные с помощью этих законов предсказания положения планет оставались такими же точными, как в тот день, когда эти законы были впервые сформулированы. Но почему? Какая невидимая сила заставляла планеты вращаться вокруг Солнца? Пытаясь найти ответ на этот вопрос, Ньютон создал закон всемирного тяготения, в соответствии с которым сила гравитационного притяжения между двумя телами пропорциональна произведению массы этих тел, разделенному на квадрат расстояния между ними. Ньютон показал, что законы Кеплера справедливы не только для Солнечной системы, но и для любой планетной системы, обращающейся вокруг звезды. Иными словами, зная массу родительской звезды, вы можете рассчитать диапазон возможных планетных орбит‹‹3››. Вместе законы Ньютона и Кеплера позволяют отследить движения планет не только вокруг нашего Солнца, но и вокруг всех звезд, которые обладают планетными системами.

И наконец, становится на место последний элемент головоломки, которого нам не хватало для полноты картины, полученной на основе наблюдений планетного транзита: зная орбитальный период планеты и массу родительской звезды, вы можете с помощью третьего закона Кеплера вычислить орбитальный радиус. Теперь вы представляете себе масштаб новой планетной системы.

«Кеплер» — космический телескоп

Благодаря всем перечисленным особенностям планетные транзиты служат нам щелочкой, в которую мы можем подсмотреть отдаленные планетные системы. Однако для этого нужна исключительно высокая точность. Транзит планеты размером с Землю перед звездой величиной с Солнце вызывает уменьшение ее яркости на одну десятитысячную, или на 0,01 %. Чтобы быть уверенным, что вы наблюдаете именно транзит, а не случайную погрешность, ошибка измерений должна быть в пять раз меньше ожидаемой величины сигнала, или 0,002 %‹‹4››. Этого трудно добиться даже на больших наземных телескопах, большинство из которых позволяет измерить яркость звезд с точностью, не превышающей 1 %.

Для обнаружения транзита необходимы точные измерения, а значит, надо переносить телескоп в космос. Наблюдения, проводимые за пределами Земли, обладают несколькими важными преимуществами. Вы избавляетесь от влияния земной атмосферы с ее турбулентностью и рассеянным светом. Вы можете проводить наблюдения непрерывно, независимо от смены дня и ночи. И наконец, стабильные условия наблюдения в сочетании с малошумными цифровыми датчиками позволяют проводить фотометрические‹‹5›› измерения высочайшей точности.

В 1984 г. небольшая группа ученых, возглавляемая Уильямом Боруки из Исследовательского центра Эймса в Калифорнии, впервые свела эти идеи воедино. Они задумали построить космическую обсерваторию, которая позволила бы на протяжении 4 лет непрерывно наблюдать участок неба, содержащий 160 000 ярких звезд. Вероятность случайного попадания трех точек на одну линию указывает, что даже если у каждой звезды есть планета, то в лучшем случае мы сможем наблюдать транзит лишь у 10 % из них, т. е. у 16 000 звезд. Точность наблюдений будет достаточной, чтобы обнаружить транзит планеты размером с Землю по диску звезды, подобной Солнцу. Если эта далекая «Земля» совершает оборот вокруг своей родительской звезды за один год, тогда за 4 года работы миссия по обнаружению новых миров должна зафиксировать 4 транзита в этой системе, чтобы мы могли быть уверены в природе наблюдаемого явления.