истемах часто неустойчивы. Под устойчивостью орбиты здесь нужно понимать сохранение неизменными в течение больших промежутков времени основных характеристик орбиты (величины большой полуоси, эксцентриситета и наклона орбиты). Это условие возможно тогда, когда гравитационные возмущения от других тел малы и не оказывают особого влияния на орбитальное движение. Если же возмущения велики и характеристики орбиты быстро меняются непредсказуемым образом, то говорят, что орбитальное движение неустойчиво[51]. Возмущающие силы в нестабильной системе могут даже выталкивать тело из системы и приводить к его столкновению с другими телами.
В 1886 году математик и астроном Генрих Брунс доказал, что описание периодического движения трех взаимодействующих тел, в отличие от аналогичной задачи для двух тел, не имеет общего решения. Это означает, что кратная физическая система с числом компонентов больше двух должна обладать рядом специфических условий, чтобы долгое время оставаться устойчивой, а общую формулу для этих условий написать принципиально невозможно. Все, что остается с тех пор ученым, – искать частные решения.
Значительного прогресса в поиске стабильных траекторий трех тел, которые сколько угодно могут вращаться друг относительно друга, достигли в 2017 году китайские ученые, с помощью компьютерного моделирования обнаружившие сразу более 600 типов орбит84. Но решения, к которым они пришли, являются довольно экзотическими: трудно представить настолько сложные звездные орбиты. Чаще всего, если где-либо в Галактике образуется кратная система более чем из двух звезд, она состоит из звезд с сильно различающейся массой и имеет иерархическую структуру. Как вы помните, Галилей производил наблюдения двойной системы звезд Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы для измерения их параллакса. Сегодня мы знаем, что Мицар является четырехкратной звездной системой, состоящей из двух пар звезд, вращающихся друг относительно друга, а Алькор – двойной звездой.
Но вернемся к экзопланетам. В этой главе я буду говорить в основном об экзопланетах в двойных звездных системах. Образование планет в системах большей кратности на качественном уровне происходит аналогично.
Сообщение об обнаружении планеты в двойной системе Гамма Цефея научное сообщество восприняло с долей скептицизма. Астрофизики понимают, что околозвездные диски, в которых идут процессы формирования планет, у двойных звезд должны иметь более сложную структуру. В зависимости от расстояния между звездами эти диски могут формироваться возле каждой из звезд, только у одной из них или у обеих звезд сразу. Особый интерес, в силу относительной простоты, представляют двойные системы, расстояние между звездами в которых невелико настолько, что порой может происходить перетекание вещества с одной звезды на другую, и которые, вследствие своей компактности, имеют общую планетную систему, – их называют тесными двойными системами. Протопланетные диски вокруг таких систем практически аналогичны тем, что наблюдаются у одиночных звезд (за исключением небольшой внутренней области).
Чем двойная система опасна для протопланетного диска и формирования планет? Все дело в неоднородности ее гравитационного поля. Околозвездный газопылевой диск в молодой двойной системе стремится вытянуться вдоль оси, соединяющей обе звезды. Этот деформированный диск вращается вокруг центра масс системы быстрее, чем звезды-компаньоны вращаются друг относительно друга. Вечно отставая, звезды тормозят вращение близлежащего газа, скорость газа падает, и он аккрецирует на центр. Данное явление получило название «усечение протопланетного диска». Если протопланетный диск изначально маленький, он полностью разрушается системой, если же диск имеет бо́льшую протяженность, то усечение затрагивает только внутренние его части, оставляя в относительном покое те, на которые звезды уже не оказывают деформирующего влияния. Таким образом, усечение протопланетного диска уменьшает запас времени для формирования планет, близких к звездам. К тому же чем меньше расстояние между звездами, тем горячее протопланетный диск и тем сложнее идут в нем процессы конденсации газа и роста пылевых частиц. Согласно данным, полученным с помощью телескопа «Спитцер», между одиночными и двойными звездами, расположенными на расстоянии от 10 а. е. друг от друга, нет никаких статистических различий в росте пылевых частиц на начальных этапах эволюции85. Однако в системах с бо́льшим расстоянием между звездами орбиты планетезималей должны быть неустойчивы. И действительно, чем больше расстояние между звездами, тем реже в системе находят экзопланеты.
Любой анализ условий на поверхности экзопланеты начинается с выяснения параметров ее орбиты. Если планета находится в двойной системе, необходим анализ динамической эволюции системы трех тел, что уже является весьма непростой задачей. В 1983 году Рудольф Дворак из Университета Вены предложил разделить всевозможные конфигурации устойчивых периодических орбит экзопланет на два типа: S-тип, если экзопланета вращается только вокруг одной звезды в двойной системе, и P-тип[52], если она вращается сразу вокруг обеих (во вселенной «Звездных войн» планета Татуин имеет орбиту P-типа).
Рисунок 16. Схематичное изображение орбит S– и P-типов в двойных системах
Когда Джордж Лукас писал сценарии для первых фильмов своей культовой эпопеи, он, наверное, не мог и представить, что поколение, выросшее на приключениях Люка Скайуокера и Дарта Вейдера, однажды начнет искать в небе настоящий Татуин – ну или что-то очень напоминающее Татуин. Надежда, что поиски не напрасны, появилась в марте 2011 года, когда была обнаружена экзопланета Kepler-16 b.
Первые доказательства существования этой экзопланеты обнаружили доктор Лоранс Дойл и Роберт Славсон, изучая кривые звездного блеска, полученные с помощью телескопа «Кеплер»86. Двойная звезда Kepler-16 находится на расстоянии 200 св. лет от нас в созвездии Лебедя и состоит из двух звезд – оранжевого и красного карликов, разделенных всего лишь 0,22 а. е.
В двойной системе «проседания» блеска могут наблюдаться не только тогда, когда происходит транзит планеты по звезде, но и когда звезды в процессе взаимного вращения загораживают друг друга от наблюдателя на Земле. Если из кривой блеска звезды Kepler-16 вычесть хорошо детектируемые потускнения, вызванные взаимным перекрытием звезд, останутся еще провалы блеска, свидетельствующие о наличии третьего объекта в системе. Удивительными оставались две вещи. Во-первых, следы транзитов третьего тела оказались непериодическими, а во-вторых, наблюдались разные изменения в суммарном блеске двойной звезды. Транзит по более крупному оранжевому карлику (первичный) вызвал падение блеска этой звезды на 1,7 %, в то время как вторичный транзит по красному карлику – на 0,01 %. Последовательность планетарных транзитов Kepler-16 всегда регистрировалась в следующем порядке: первичный – вторичный – вторичный – первичный – первичный – вторичный. Это стало уверенным доказательством существования объекта на орбите P-типа вокруг двух карликовых звезд.
Понять, является ли транзитный объект третьей звездой в системе или планетой, можно было бы, зная массу этого объекта. Фиксируя изменения в периодах обращения двух известных звезд друг относительно друга, Дойл и Славсон определили, что это тело весит почти как треть Юпитера и, следовательно, не может быть звездой. Ура! Экзопланета Kepler-16 b стала первым претендентом на то, чтобы считаться аналогом Татуина в нашей Вселенной. На пресс-конференции, посвященной открытию планеты, присутствовал Джон Нолл[53], который работал над несколькими эпизодами «Звездных войн», возглавляя отдел визуальных эффектов. Его слова по поводу совершенного открытия я сделал эпиграфом к этой главе, но, возможно, их стоило бы сделать эпиграфом ко всей книге: «Снова и снова мы видим, что наука более странная и причудливая, чем вымысел. Само существование обнаруженной планеты дает нам повод больше мечтать»[54].
Kepler-16 b находится недалеко от своих родительских звезд – большая полуось ее орбиты равна примерно 70 % расстояния от Солнца до Земли, что соответствует расстоянию, на котором в Солнечной системе находится Венера, а год на Kepler-16 b длится 229 земных суток. Если смотреть на звезды системы Kepler-16 с поверхности Kepler-16 b, то они будут сопоставимы по размеру с солнечным диском, видимым с Земли. Если на этой экзопланете есть жизнь, ее обитатели наверняка встречают захватывающие дух двойные рассветы и закаты, которых на Земле не увидеть никогда. Однако пришельцу с Земли на Kepler-16 b будет крайне некомфортно: средняя температура здесь –85 °C, а плотность планеты ненамного меньше плотности воды, и это, скорее всего, говорит о том, что Kepler-16 b состоит из каменно-ледяного ядра и обширной газовой атмосферы, что совсем не похоже на оригинальный Татуин.
Kepler-16 b таит в себе и еще одну загадку, которую нам до сих пор не удалось разгадать: судя по всему, существует некий механизм, стабилизирующий орбиту планеты, но до сих пор мы не можем понять, что это за механизм и как он действует. Исходя из компьютерных расчетов, стабильные орбиты в том регионе, где движется Kepler-16 b, существовать просто не могут: их разрушат приливные силы центральных звезд. А ближайшая стабильная орбита имеет радиус в семь раз больший, чем радиус орбиты Kepler-16 b. Почему же тогда эта экзопланета не была выброшена из системы? Ответа на этот вопрос мы до сих пор не знаем.
После обнаружения планеты Kepler-16 b