Наука Плоского мира

Пратчетт Терри Дэвид Джон

Привычные для нас живые существа вряд ли бы захотели жить рядом с пульсаром. Синхротронное излучение занимает широкую часть спектра, от видимого света до рентгеновских лучей, а последние представляют серьезную опасность для большинства известных нам существ. Впрочем, астрономы никогда всерьез не рассматривали возможность существования планет рядом с пульсаром. Если большая звезда сжимается до невероятно плотной нейтронной звезды, она наверняка захватит с собой все, что находится поблизости. Так ведь?

Может, и нет. В 1991 году Мэттью Бейлз сообщил об обнаружении планеты с массой, равной массе Урана, вращающейся вокруг пульсара PSR 1829–10 на расстоянии, близком к расстоянию между Солнцем и Венерой. Известные нам пульсары находятся слишком далеко, чтобы мы могли непосредственно увидеть их планеты. На самом деле, даже ближайшие к нам звезды все равно слишком далеки, чтобы мы могли увидеть их планеты. Однако можно отличить звезду

с планетами, наблюдая за ее мерцанием по ходу движения. Звезды не висят в космосе неподвижно — обычно они движутся в каком-то определенном направлении, предположительно в результате гравитационного притяжения со стороны остальной Вселенной, которая достаточно неоднородна, чтобы притягивать различные звезды в различных направлениях. Большая часть звезд движется практически по прямой линии. Однако звезда с планетами похожа на танцующую пару. По мере вращения планет, звезда колеблется из стороны в сторону. Если один партнер большой и тяжелый, а другой — легкий как перышко, то второй может крутиться вокруг первого, практически не двигая его с места. Если же оба весят одинаково, то они вращаются вокруг общего центра. Наблюдая за формой колебаний, можно оценить массу планет, окружающих звезду, и их расстояние до нее.

Эта методика впервые доказала свою применимость после открытия двойных звезд, в которых вторым партнером является другая звезда, и колебания выражены намного сильнее, потому что звезды значительно превосходят планеты по массе. По мере совершенствования измерительных инструментов, появилась возможность регистрировать даже незначительные отклонения и, значит, обнаружить самых маленьких партнеров звезды. Бейлз сообщил, что партнер пульсара PSR 1829–10 имеет массу, характерную для планеты. Он не мог наблюдать сами колебания, но заметил небольшие временные отклонения импульсов в сигнале, который излучает пульсар. Единственный факт, вызывавший недоумение, касался периода вращения планеты: он составлял ровно шесть Земных месяцев. Похоже на совпадение. Вскоре оказалось, что предполагаемые колебания были вызваны не планетой, вращающейся вокруг пульсара, а планетой, находящейся намного ближе — самой Землей. Колебания были связаны с оборудованием на нашей стороне, а не на стороне пульсара.

Вскоре после того, как это поразительное открытие было опровергнуто, Александр Вольщан и Дейл Фрейл сообщили еще о двух планетах, вращающихся вокруг пульсара PSR 1257+12. Солнечная система пульсара с двумя планетами! Колебания звезды с двумя партнерами имеют более сложную форму, чем в случае одного партнера, поэтому такой сигнал сложно перепутать с помехами на стороне приемника, вызванными движением Земли. Так что второе открытие выглядит вполне правдоподобно, если только пульсар не способен выдавать настолько сложный сигнал даже без планет — может быть, колеблется сам пучок радиоволн? Мы не можем отправиться туда и выяснить, поэтому приходится прилагать все усилия здесь. А отсюда все выглядит вполне разумно.

Итак, за пределами нашей Солнечной системы действительно существуют планеты. Однако настоящий интерес представляют удаленные планеты, пригодные для жизни, а планеты рядом с пульсарами со своими рентгеновскими лучами — не самое подходящее место для живого существа, если, конечно, оно хочет оставаться живым как можно дольше. Как нам теперь известно, у обычных звезд тоже есть планеты. В октябре 1995 года Мишель Майор и Дидье Квелоц обнаружили колебания в движении звезды 51 Пегаса, которые указывали на планету с массой, равной половине массы Юпитера. Их наблюдения были подтверждены Джеффри Марси и Полом Батлером, которые открыли еще две планеты — одна рядом с 70 Девы (в семь раз больше Юпитера по массе) и вторая — рядом с 47 Большой Медведицы (масса превышает массу Юпитера в 2–3 раза).

К 1996 году было открыто уже семь таких планет, а к моменту написания этой книги — около 70. Все они были открыты либо благодаря колебаниям звезды, либо в результате наблюдения за изменениями излучаемого ей света из-за его отражения проходящей планетой. Теоретические выкладки показывают, что с более совершенными телескопами можно будет даже определить скорость вращения планеты. Сейчас новую экзопланету обнаруживают практически каждую неделю. Точное число постоянно меняется, так как астрономы нередко находят ошибки в предыдущих измерениях, что ставит под сомнение существование уже полюбившейся кому-нибудь планеты, однако в целом их число растет. Благодаря результатам, полученным в 1998 году Джеймсом Гривзом и его коллегами, мы теперь знаем, что Эпсилон Эридана, ближайшая звезда, похожая на наше Солнце, окружена пылевым облаком, возможно, таким же, как облако Оорта вокруг Солнца. Правда никаких колебаний этой звезды не наблюдается, так что даже если у нее и есть планеты, их масса должна быть меньше трех масс Юпитера. Годом ранее Дэвид Триллинг и Роберт Браун,

опираясь на наблюдения похожего пылевого облака вокруг 55 Рака, доказали существование планеты с массой, не превышающей 1,9 массы Юпитера. Это наверняка исключает альтернативные объяснения, основанные на существовании невидимого компаньона — например, «коричневого карлика», или погасшей звезды.

Хотя современные телескопы еще не в состоянии непосредственно обнаружить экзопланету, телескопам будущего это может быть под силу. В обычных астрономических телескопах используется большое блюдцеобразное зеркало для фокусировки падающего света, а также система линз и призм, позволяющая перенести изображение на окуляр, где его увидит астроном. Впоследствии окуляр сменился фотопластинкой, а сейчас, как правило, это светочувствительная матрица — электронный детектор света, соединенный с компьютером. Для того, чтобы разглядеть планету вблизи звезды с помощью одиночного телескопа традиционной конструкции, потребуется огромное зеркало — около 100 ярдов (100 м) в диаметре. Самое большое зеркало, которое существует на данный момент, в десять раз меньше. А если вы хотите рассмотреть какие-либо детали отдаленной планеты, потребуется зеркало еще большего размера, так что на практике это не представляется возможным.

Но ведь можно использовать сразу несколько телескопов.

Метод интерферометрии, в принципе, позволяет заменить одно зеркало диаметром 100 ярдов двумя зеркалами намного меньшего размера, находящимися на расстоянии 100 ярдов. В каждом из зеркал формируется изображение одной и той же звезды или планеты, затем падающие пучки света особым образом синхронизируются и объединяются вместе. Система, состоящая из двух зеркал, собирает меньше света, чем одно 100-ярдовое зеркало, но обладает той же разрешающей способностью. А современная электроника позволяет усилить даже очень слабое излучение. В конечном счете, все сводится к одновременному использованию нескольких десятков зеркал и ловким манипуляциям, обеспечивающим их правильное расположение друг относительно друга, а также целенаправленное объединение полученных изображений.

Радиоастрономы пользуются этим методом постоянно. Основная техническая проблема состоит в необходимости поддерживать расстояние от звезды до ее изображения одинаковым на всех телескопах с точностью до длины волны. В оптической астрономии этот метод является сравнительно новым, так как волны видимого света намного короче радиоволн, но главная проблема состоит в том, что на Земле такой телескоп построить нельзя. Земная атмосфера находится в постоянном турбулентном движении и непредсказуемым образом искривляет падающий на нее свет. Каким бы мощным не был телескоп, на Земле он всегда будет давать смазанную картинку — именно поэтому космический телескоп Хаббла вращается по орбите вокруг Земли. Его предполагаемая замена, «Космический телескоп нового поколения» [45] , будет находиться за миллионы миль от нас и вращаться вокруг Солнца. Этот телескоп требует точного расположения в так называемой точке Лагранжа L2 — точке на линии, соединяющей Землю и Солнце, где притяжение Земли, притяжение Солнца и центробежная сила, действующая на движущийся по орбите телескоп, взаимно уничтожают друг друга. Структура Хаббла подразумевает наличие тяжелой трубы, которая защищает телескоп от нежелательного света — в особенности света, который отражается от нашей планеты. В точке L2 намного темнее, поэтому от громоздкой трубы можно отказаться, сэкономив тем самым топливо, необходимое для подъема телескопа. Кроме того, температура в точке L2 значительно ниже, чем на низкой околоземной орбите, что повышает эффективность телескопа в инфракрасном спектре.

45

В 2002 году телескоп переименован в «Космический телескоп им. Джеймса Вебба» — прим. пер.

Метод интерферометрии предполагает замену одного большого телескопа на сетку телескопов поменьше, разнесенных на большое расстояние, и для задач оптической астрономии эти телескопы должны находиться в космосе. Это дает дополнительное преимущество, так как в космосе много свободного места, или, говоря словами Плоского Мира, это место, где можно быть большим. Максимальное расстояние между телескопами в одно сетке называется базовой линией. В открытом космосе можно строить интерферометры с гигантскими базовыми линиями — радиоастрономы уже создали телескоп с базовой линией больше размера Земли: одна из его антенн находится на поверхности Земли, а другая вращается по орбите. У NASA и ESA (Европейское Космическое Агентство) запланированы проекты по развертыванию прототипов оптических интерферометров, или, образно выражаясь, «стай» в космическом пространстве.