Звезда, которая стала планетой
В декабре 2009 г. был обнаружен пульсар с периодом 5,7 миллисекунды, что соответствует 175 оборотам в секунду. Чтобы раскрутить пульсар до миллисекундных скоростей, требуется вторая звезда. Поэтому астрономы начали прочесывать небо в поисках такого компаньона. Сначала поиски не дали никаких результатов: казалось, что других тел рядом с пульсаром PSR J1719–1438 просто нет.
Мертвую звезду обнаружил радиотелескоп «Паркс» в Австралии. Его 64-метровая антенна прославилась тем, что именно с ее помощью было принято большинство легендарных трансляций Нила Армстронга с поверхности Луны. Но среди астрономов этот телескоп все-таки знаменит другим — рекордным количеством обнаруженных пульсаров. Одним из них и стал интересующий нас пульсар, который был обнаружен на расстоянии 4000 световых лет в созвездии Змея. Почти два года спустя «Паркс» и 76-метровый телескоп имени Б. Ловелла в британской обсерватории Джодрелл-Бэнк зафиксировали рядом с ним в высшей степени необычный объект.
По незначительному изменению времени прихода импульсов пульсара удалось определить, что он является частью двойной системы с орбитальным периодом 2 часа 10 минут. Однако компаньон пульсара отличался очень маленькой массой, сопоставимой с массой Юпитера. Так что было не совсем понятно, что это был за объект — звезда или планета.
Из-за короткого орбитального периода компаньоны в системе находились совсем близко друг к другу — на расстоянии 600 000 км, то есть чуть меньшем, чем радиус Солнца. Поскольку следов рентгеновского излучения обнаружено не было, речи о перетекании внешних слоев компаньона на пульсар в тот момент идти не могло. Это означало, что размер компаньона должен был быть таким, чтобы он мог уместиться в своей полости Роша. Поэтому, учитывая расстояние до пульсара, он не мог быть более 5 радиусов Земли. Таким образом, соседом пульсара была суперземля с массой Юпитера. Газовый гигант с толстой водородной атмосферой не втиснулся бы в такой маленький радиус, значит, оставался лишь один вариант — очень маленький белый карлик.
Являясь более легкой разновидностью нейтронной звезды, белые карлики обычно имеют массу около двух третей массы Солнца и тело размером с Землю. Чтобы весить столько же, сколько Юпитер, необычный компаньон PSR J1719–1438 должен был отдать пульсару приблизительно 99,8% своей массы. Учитывая своеобразный способ организации вещества внутри белого карлика, мертвая звезда должна была бы расширяться, а ее радиус — увеличиваться. Однако, несмотря на колоссальную потерю массы, звезда избежала полного разрушения.
В процессе передачи белым карликом массы пульсару гравитация каждого из них изменяется. То же происходит и с формой и протяженностью полостей Роша вокруг них. На определенном расстоянии этого изменения может оказаться достаточно для того, чтобы белый карлик вернулся в свою собственную полость Роша, а перетекание на пульсар прекратилось. Это задача не из простых. Если участники двойной системы будут находиться слишком далеко друг от друга, перетекание массы белого карлика на пульсар станет невозможным. На чрезмерно близком расстоянии перетекание не прекратится до полного уничтожения белого карлика.
Плотность этого маленького карлика, состоящего главным образом из невероятно твердого углерода, превышает 23 г/см3, что намного больше плотности Земли, равной 5,5 г/см3. При таких значениях плотности углеродный мир должен кристаллизоваться в алмазный.
Должно быть, это один из самых странных объектов во Вселенной: алмазная планета, обращающаяся вокруг компаньона размером с город, которая когда-то была звездой.
Глава 9. Системы с двумя солнцами
Попытки доказать с помощью телескопа, что наша Солнечная система не уникальна во Вселенной, предпринимались еще за 10 лет до открытия первой экзопланеты. Правда, мало кто воспринимал их всерьез. Скептическое отношение было вызвано не сомнениями ученых в существовании планет вокруг других звезд, а неверием в возможность их обнаружения при тогдашнем уровне развития технологий.
До того момента охота на планеты сводилась к астрометрии — поиску мельчайших изменений в местоположении звезд на небе, которые бы указывали на наличие рядом планеты. Проблема заключалась в том, что даже под влиянием Юпитера, обращающегося вокруг Солнца, при наблюдении с расстояния 16 световых лет угловое отклонение нашей звезды составляет всего лишь 0,0000003 градуса. А это в 1000 раз меньше разрешения фотографических изображений неба, которые в то время можно было получить с Земли.
Пожалуй, самой убедительной попыткой открытия экзопланет стало известие об обнаружении двух объектов с массой Юпитера, обращающихся вокруг звезды Барнарда — красного карлика, находящегося на расстоянии 6 световых лет от нас в созвездии Змееносец. При сравнении местоположения звезды на фотопластинках в 1960-е гг. было выявлено смещение в 1 микрометр. Однако впоследствии выяснилось, что время, когда оно фиксировалось, совпадало со временем чистки линз телескопа, а значит, перемещение звезды тут было ни при чем. Эта ошибка еще раз продемонстрировала всю тщетность подобных изысканий.
Анализ изменений лучевой скорости звезды казался столь же бесперспективным занятием. Допуская, что для достижения максимального эффекта наблюдение ведется «с ребра», кеплеровская скорость Солнца, возникающая под действием притяжения Юпитера с его 12-летним периодом обращения, составляет около 13 м/с. В 1970-е гг. лучевую скорость звезды можно было измерить только с точностью 1 км/с — при таком уровне точности невозможно выявить даже признаки планет размером с Юпитер. Да и горячий юпитер (объект, о котором тогда никто даже и не мог помыслить) остался бы незамеченным.
В конце 1970-х гг. благодаря работам Гордона Уолкера и его ученика постдока[20] Брюса Кэмпбелла был совершен прорыв в области измерения лучевых скоростей. Они предложили поместить между излучаемым звездой светом и детектором телескопа контейнер с известным газом. Подобно атмосфере звезды, атомы газа поглощают свет в определенных интервалах длин волн. Таким образом, мы получаем уникальный отпечаток звезды из перекрывающих ее свет темных полос. Когда свет от звезды смещается к красному или синему концу спектра в результате воздействия обращающейся вокруг нее планеты, газовый отпечаток выступает в качестве опорной точки — своего рода нулевой отметки на линейке, относительно которой можно измерить это отклонение. Большим преимуществом было то, что и контрольная точка, и свет звезды могли фиксироваться одновременно. Это позволяло избежать тех больших погрешностей, которые прежде возникали из-за невозможности обеспечить полную неподвижность аппарата между замерами.
Сначала в качестве контрольного газа Уолкер и Кэмпбелл решили выбрать фтороводород, так как он имеет взаимно разнесенные длины волн поглощения, которые могут быть четко выделены. У фтороводорода есть ряд недостатков, например высокая токсичность и коррозийность. Кроме того, после каждого сеанса наблюдения газовый контейнер приходилось перезаряжать. Описывая новый инструмент в 2008 г., Уолкер заметил, что «по правде говоря, работать с ним было просто небезопасно».
Но как бы опасен он ни был, новый инструмент обеспечил нужный результат. Предложенная конструкция позволила повысить точность измерения лучевой скорости звезд в сто раз — почти до 10 м/с. И хотя впоследствии исследователи все-таки заменили опасный фтороводород газовым контейнером с йодом, достигнутой благодаря ему точности было достаточно для обнаружения внесолнечных планет в течение десятилетия до первого сообщения о планете рядом с пульсаром. Получилось это не сразу, но к цели своей ученые подобрались близко.
Исследователи установили контейнер с фтороводородом на 3,6-метровый канадско-французско-гавайский телескоп на горе Мауна-Кеа на Гавайях. Предположив, что новый метод способен выявлять юпитероподобные планеты на орбитах с периодом более десятилетия, Уолкер, Кэмпбелл и их коллега астроном Стефенсон Янг начали наблюдение за 23 звездами. Наблюдение велось на протяжении 12 лет ежегодно в течение нескольких ночей. В 1988 г. исследователи решили обобщить результаты за первые шесть лет. В данных по семи звездам содержались признаки возмущений, которые могли быть вызваны воздействием планет. Одной из этих семи звезд была γ Цефея. Как и в случае с большинством первых обнаруженных планет, объект, обращавшийся вокруг нее, поначалу не восприняли всерьез просто из-за того, что он казался слишком странным.
При наблюдении за γ Цефея выяснилось, что это двойная звездная система, находящаяся на расстоянии около 45 световых лет от нас в созвездии Цефей, названном так в честь царя из древнегреческого мифа. Период обращения звезд-компаньонов был дольше времени, выделенного на обзорное исследование неба в поисках планет, поэтому в поле зрения астрономов попала только часть их орбит. Основываясь на полученных данных, исследователи заключили, что звезды совершают полный оборот друг вокруг друга за 30 лет. Также были зафиксированы колебания их скорости с амплитудой 25 м/с, повторяющиеся каждые 2,7 года. Если в публикации 1988 г. эти колебания еще рассматриваются как признак «возможного соседства третьего тела», то к моменту завершения обзора в 1995 г. исследователи стали более осторожны в оценках.
Считалось, что более крупная из двух звезд системы — γ Цефея — представляет собой расширяющуюся гигантскую звезду, вступившую в завершающую стадию своей эволюции. Престарелые звезды такого типа отличаются своевольным нравом, проявляющимся, например, в виде пульсаций во внешних слоях, что очень похоже на колебания под влиянием планеты. Сама возможность вращения планеты вокруг двойной звездной системы казалась маловероятной. Еще менее вероятным казалось то, что орбита планеты, которая по всем признакам должна была быть газовым гигантом, могла проходить ближе к звезде, чем орбита любой планеты в нашей Солнечной системе. Учитывая тогдашнее более чем скептическое отношение к поиску планет, существование такого тела казалось слишком экзотичным, чтобы в него можно было поверить. Но этот вывод оказался ошибочным.