Боюсь, у читателя еще не сложилось представление о Солнечной системе как части Галактики. Все-таки плотность звезд в галактических окрестностях Солнца мала для того, чтобы звезды периодически пролетали друг около друга, обмениваясь планетами и другими телами. Нам нечего бояться того, что какая-нибудь «шальная» звезда или черная дыра утащит Землю прочь от Солнца, как в знаменитом рассказе Ф. Лейбера «Ведро воздуха». Если когда-нибудь и произойдет сближение Солнца с другой звездой, то оно, во-первых, вряд ли будет достаточно тесным, а во-вторых, никто не даст гарантию, что к тому времени на Земле еще сохранится цивилизация. Сожалеть о первом не стоит, а что до второго, то вся футурология бессильна в этом вопросе. В конце концов, может быть, наши потомки раньше доберутся до звезд, чем звезды до них?

Крайне любопытно: что они там найдут? Часть – пока малую – ответа на этот вопрос можно получить уже сегодня.

То, что звезды – это далекие солнца, стало известно довольно давно. Если в XVI веке еще было много сомневающихся, и среди них великий наблюдатель Тихо Браге, то в «просвещенном» XVIII столетии таковых практически не осталось. После того как в середине XIX века были измерены параллаксы некоторых звезд, картина окончательно прояснилась: наше Солнце – лишь одна из великого множества звезд, расположенных чаще всего на больших расстояниях друг от друга.

Солнце имеет планеты. Почему бы и другим звездам не быть окруженными планетными семьями? Что мешает такому предположению? Разве что пресловутый «антропный принцип» мог бы ему помешать, но, во-первых, он не был еще сформулирован, когда люди задумались о планетах возле других звезд, а во-вторых, этот принцип разумно привлекать лишь в том случае, когда никакие мыслимые наблюдения и эксперименты не могут прийти на помощь, скажем, в вопросе «почему основные физические константы имеют именно такое численное значение, а не другое?». Что до планет возле других звезд, то еще сто лет назад стало ясно, что их обнаружение хотя и чрезвычайно затруднено, более того, невозможно при существовавших тогда средствах наблюдения, но в будущем – как знать?

Для писателей-фантастов планеты возле других звезд были такой же обыденностью, как Луна или Венера. Некоторые описывали гигантские звезды, окруженные сотнями планет, – и не очень-то напрягали при этом фантазию. Обыкновенная экстраполяция. Самое интересное, что с позиций современной науки в таком предположении нет ничего фантастического: ведь массивная звезда образуется из очень массивного газово-пылевого облака, причем собственно в звезду превращается лишь часть его (тем меньше в процентном отношении, чем массивнее звезда), а остальное либо выметается прочь световым давлением и рассеивается в пространстве, либо конденсируется в спутники, которые могут быть даже звездами, а уж планетами и подавно. Во всяком случае, вещества для формирования планет вокруг массивных протозвезд более чем достаточно. Напротив, при формировании маломассивных красных и коричневых карликов почти все вещество протозвездного облака уходит на создание звезды, и для планет, во всяком случае крупных, может просто не хватить «строительного материала». Положение меняется, когда маломассивная протозвезда является спутником более массивной протозвезды-соседки, окруженной достаточно плотным газово-пылевым диском, – тогда процесс формирования планет у маломассивной звезды будет сходен с процессом формирования спутников крупных планет Солнечной системы, скажем, Юпитера.

В целом процесс формирования планет при формировании звезд есть, по-видимому, процесс неизбежный, и чисто умозрительные построения мыслителей ушедших веков (Джордано Бруно и др.) о множественности миров получили полную поддержку со стороны современной нам науки, что бывает нечасто. Но каким образом могла бы быть открыта планета у одной из ближайших звезд?

Тем же самым, каким в XIX и XX веках были открыты невидимые спутники звезд, слишком массивные, чтобы быть планетами. Понятно, что методы измерений физических характеристик звезд постоянно совершенствуются, это банальность. Чуть-чуть меньшая банальность – то, что совершенствование методов позволило совершить качественный скачок и выявлять на расстояниях в десятки и сотни световых лет уже не тусклые звезды-спутники, а планеты.

Способов три основных и два с крайне ограниченным применением. О некоторых уже говорилось выше, но повторить будет не вредно. Итак, первый из основных способов: выявление волнообразности линии собственного движения звезды. Второй: выявление периодического смещения спектральных линий вследствие ускорения либо замедления движения звезды под действием притяжения планеты (или планет). Третий: обнаружение периодического уменьшения светимости звезды при прохождении планеты по ее диску – совсем как в затменно-переменных звездах. Этот способ годится лишь в том случае, если направление на звезду практически совпадает с плоскостью ее орбиты – или орбита планеты очень мала.

Но именно третьим способом было открыто множество экзопланет – так называют планеты, обращающиеся возле других звезд (от греческого «экзо» – «вне», «снаружи»). Увидеть или сфотографировать их с помощью телескопа крайне сложно, вот и приходится «ловить» периодические слабые колебания яркости звезды. Проблема визуального обнаружения заключается и в слабости самой планеты, и, главное, в ореоле вокруг звезды. Планета попросту тонет в нем. Даже при самых благоприятных атмосферных условиях или, допустим, при наблюдениях из космоса звезда никогда не бывает точкой. Ее изображение, даваемое телескопом, всегда состоит из центрального пятна и окружающих его концентрических колец Эри, быстро слабеющих по мере удаления от центрального пятна. На пятно в идеальном (практически недостижимом) случае приходится 84 % света звезды, а остальное – на кольца. (Чем хуже оптика телескопа, тем шире кольца и тем больше света «перекачивается» в них из центрального пятна.) Таковы законы оптики, спорить с ними бесполезно. Угловые размеры пятна и колец зависят лишь от апертуры оптического инструмента. Апертуру телескопа (иногда называемую входным отверстием и часто – диаметром объектива, хотя для некоторых оптических систем апертура не равна диаметру объектива) нельзя увеличивать до бесконечности – этому помешают технологические и финансовые причины. Но можно применить оптическую интерферометрию, когда два или более разнесенных телескопа объединены в систему. Технологически это очень непросто, но возможно. Например, телескоп VLT (Very Large Telescope), построенный в пустынном чилийском высокогорье, состоит из четырех 8,2-метровых зеркал, способных работать как порознь, так и совместно. Разрешающая способность такой системы определяется уже не апертурой одного зеркала, а базой – расстоянием между зеркалами. С помощью оптической интерферометрии «ловцы» экзопланет пытаются увидеть то, что никакими другими способами увидеть не удается. В последние годы это начало получаться, но пока очень редко. Вдобавок оптическая интерферометрия – пока еще не способ открыть экзопланету, а лишь возможность увидеть экзопланету, открытую другим способом.

Четвертый способ, имеющий гораздо более ограниченное применение, чем затменный, основан на эффекте гравитационного микролинзирования. Из общей теории относительности следует, что в поле тяготения световые лучи должны искривляться, как траектория стального шарика, пущенного по полу и прокатившегося по пологой ямке между ее краем и центром. Метод гравитационного линзирования широко применяется для исследования самых дальних областей Вселенной, когда гравитационная линза (скажем, далекая галактика, едва-едва заметная в крупнейшие современные телескопы) повышает яркость объекта (скажем, очень далекого квазара), находящегося далеко за линзой, и делает возможным его обнаружение. Гравитационное микролинзировaние – в принципе то же самое, но на меньших расстояниях и с меньшими массами гравитационных линз. В качестве линзы может выступать, например, обыкновенная звезда.

Метод обнаружения экзопланет при помощи гравитационного микролинзирования сродни проверке качества оптики телескопа по реальному небу. Исследователей не слишком интересует то, что находится за линзой, – лишь бы там находилось что-нибудь излучающее (например, галактика). Исследованию подлежит сама звезда, являющаяся гравитационной линзой. Если у этой звезды имеются планеты, то их можно обнаружить по несимметричности кривой блеска и некоторым другим эффектам. Приятно, что этот метод чувствителен к планетам малой массы, вплоть до земной. По состоянию на сентябрь 2011 года этим методом открыто 13 экзопланет.

Наконец, пятый способ и вовсе экзотический. Он годится только для поиска планет, обращающихся вокруг нейтронных звезд, причем не всех из них, а только тех, которые являются пульсарами. Нейтронная звезда образуется при взрыве сверхновой, причем опять-таки не всякой сверхновой. При взрыве звезды ее внешние слои разлетаются с большой скоростью во все стороны, образуя характерную расширяющуюся туманность, а ядро, согласно теоретическим моделям, может превратиться либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру, либо ядро вообще разрушится, и тогда на месте звезды не останется просто ничего. Конкретный сценарий взрыва зависит прежде всего от массы звезды. В нейтронные звезды превращаются ядра сравнительно небольшой массы.

Что такое нейтронная звезда? Это весьма небольшой объект с характерным радиусом всего-навсего 10 км при типично звездной массе, состоящий преимущественно из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов. В начале своей жизни нейтронная звезда чрезвычайно сильно намагничена и бешено вращается.

К примеру, нейтронная звезда, находящаяся в центре знаменитой Крабовидной туманности – остатка взрыва сверхновой в 1054 году, – имеет период вращения вокруг своей оси 0,033 с, и найдены нейтронные звезды, вращающиеся еще быстрее. Правда, с течением времени вращение нейтронных звезд понемногу (очень понемногу!) замедляется, но молодые нейтронные звезды вращаются невероятно быстро. Оно и понятно: ведь им при рождении досталась значительная часть момента вращения погибшей при взрыве звезды, а радиус нейтронной звезды крайне мал. Естественно, нейтронная звезда будет крутиться с бешеной скоростью.

Нейтронной звезде достается и магнитное поле «родительской» звезды, вследствие чего напряженность магнитного поля у поверхности нейтронной звезды просто чудовищна. Собственно, наличие мощнейшего магнитного поля при чрезвычайно быстром вращении и сделало нейтронные звезды (во всяком случае молодые) легко наблюдаемыми в радиодиапазоне объектами. Если магнитное поле нейтронной звезды дипольное, то в ее магнитосфере формируются два конуса излучения радиоволн, а поскольку магнитные полюса вообще редко совпадают с полюсами вращения, нейтронная звезда начинает излучать импульсы радиоволн по принципу проблескового маячка. Все молодые нейтронные звезды являются пульсарами. Со временем, однако, магнитное поле нейтронной звезды слабеет, а вращение замедляется (все правильно: за мощнейшее радиоизлучение надо чем-то платить), и нейтронная звезда перестает быть пульсаром. Правда, она может стать им опять, если вновь раскрутится, поглотив сколько-то вещества со стороны и если ее магнитное поле не сильно ослабло. Этим «посторонним» веществом может стать газ, перетекший на нейтронную звезду от «нормальной» звезды-соседки, или планетное вещество, выпавшее на нейтронную звезду. Вот о планетах и поговорим.

Если у пульсара имеются планеты, то его излучение носит осциллирующий, то есть «дрожащий», характер. По этому «дрожанию» в принципе можно определить параметры планет.

Первые экзопланеты у нейтронной звезды PSR1257+12 были открыты в 1991 году. Эти планеты были признаны вторичными, образовавшимися уже после взрыва сверхновой. Всего же у нейтронных звезд по состоянию на март 2010 года открыто пять планет – три планеты у одной звезды и две у другой.

Но человека по понятным причинам в первую очередь интересуют планетные системы, где могла бы существовать жизнь. В этом смысле планеты, обращающиеся вокруг нейтронных звезд, ничем не радуют. Если планета образовалась до взрыва и как-то пережила его, то на ней уже не может быть жизни, а если она возникла после взрыва сверхновой, то на ней еще не может быть жизни. Тут надо еще заметить, что планеты, обращающиеся вокруг нейтронных звезд по небольшим орбитам, относительно недолговечны. Такая система излучает гравитационные волны, тем более мощные, чем ближе к нейтронной звезде орбита планеты. Энергия, уходящая с гравитационными волнами, берется, конечно же, из энергии орбитального движения планеты. По этой причине планета будет мало-помалу приближаться к нейтронной звезде, пока не пересечет предел Роша и не будет разорвана приливными силами. Вещество планеты со временем выпадет на нейтронную звезду и может продлить ее жизнь в качестве пульсара – тем дело и кончится. Поэтому перейдем к экзопланетам, обращающимся вокруг обычных звезд.

История вопроса такова. В начале XX века американский астроном Э. Барнард обнаружил, что наибольшим видимым движением по небу обладает тусклый красный карлик 9,5 звездной величины, являющийся ближайшей к нам звездой после тройной системы Альфа Центавра. Эта невзрачная звездочка, типичный представитель многочисленного класса весьма слабых звезд правой части главной последовательности, в которых едва-едва идет протон-протонная реакция, обладает на диво заметной прытью: за 180 лет перемещается по небу на расстояние, равное лунному диаметру. Если бы таким видимым движением обладали яркие звезды, то рисунки созвездий и границы между ними пришлось бы то и дело корректировать. Выше уже говорилось о том, что эта ничтожная звезда, находящаяся сейчас в созвездии Змееносца, получила громкое имя Летящей звезды Барнарда.

В начале 1960-х научный мир был потрясен: опять-таки американский астроном Питер ван де Камп объявил об обнаружении им волнообразности траектории движения Летящей звезды. Величина смещения звезды соответствовала массе невидимого спутника, равной всего-навсего полутора массам Юпитера! Энтузиасты могли сами додумать остальное: коль скоро вокруг звезды Барнарда обращается массивная газовая планета (или планеты), то по аналогии с Солнечной системой там должны быть и меньшие тела, напоминающие планеты земной группы. Неужели получила подтверждение гипотеза о повсеместной распространенности планетных систем?

Да, получила, но гораздо позднее. Другие исследователи, набросившиеся на звезду Барнарда после сообщения ван де Кампа, не нашли в ее движении никакой волнообразности. Видимо, ван де Камп не сумел учесть какую-то систематическую инструментальную ошибку и принял ее за реальную волнообразность траектории звезды.

Первая реальная экзопланета была обнаружена Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкерсом и С. Янгом лишь в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея А, но это открытие было подтверждено лишь в 2002 году. С тех пор сообщения об открытии все новых экзопланет стали поступать по нарастающей, и теперь этим никого не удивишь, если только новая экзопланета не обладает какими-нибудь уникальными свойствами. Открытие экзопланет стало своего рода спортивным состязанием между разными группами ученых и даже любителей. Ведь, в отличие, скажем, от ядерной физики, астрономия открыта для любителей, а затраты, необходимые на постройку и оборудование обсерватории, не уступающей профессиональной, хотя и весьма значительны, но все же не запредельно велики.

Подавляющее большинство экзопланет открывается в наше время методом измерения лучевых скоростей звезд и затменным методом, причем последний преобладает. В последние годы к поиску были подключены космические средства наблюдения. Орбитальный телескоп COROT, запущенный Европейским космическим агентством и ведущий съемку кривых блеска звезд, открыл к началу 2010 года 7 экзопланет и один коричневый карлик. Но гораздо лучших результатов удалось достигнуть с помощью космической обсерватории «Кеплер» (НАСА), запущенной в феврале 2009 года и выведенной на самостоятельную околосолнечную орбиту.

Основу «Кеплера» составляет телескоп системы Шмидта с апертурой 0,95 м. Эта оптическая система является широкоугольной и может обозревать довольно значительный участок неба. Телескоп «Кеплер» ведет непрерывный мониторинг одного участка неба в созвездиях Лебедя и Лиры. Площадь участка – чуть более 50 квадратных градусов. Важно, что этот участок находится вблизи Млечного Пути и «Кеплер» обозревает в основном плоскую подсистему Галактики, то есть преимущественно звезды второго поколения, вполне способные иметь твердые планеты. «Кеплер» одновременно следит за 150 тысячами звезд, регистрируя незначительные колебания их блеска. По состоянию на середину сентября 2011 года «Кеплер» уверенно открыл 21 экзопланету и 1235 надежных кандидатов в экзопланеты, которые, однако, требуют подтверждения своего существования. Учитывая затменный метод, не позволяющий регистрировать планеты, не проходящие по диску звезды, это очень и очень немало! Сколько всего звезд из числа исследуемых «Кеплером» имеют планеты, остается только гадать, но ясно главное: планетные системы у других звезд – скорее норма, чем исключение, и нам не следует ни чересчур задаваться, ни впадать в ужас от нашего одиночества во Вселенной: наша Солнечная система очень далеко не единственная планетная система.

Впрочем, есть основания признать ее не вполне типичной. Во-первых, потому, что орбиты планет Солнечной системы почти круговые, а треть обнаруженных экзопланет обращается вокруг своих звезд по сильно вытянутым орбитам. Во-вторых, удивляет количество «горячих юпитеров» – больших экзопланет, обращающихся по очень коротким орбитам в непосредственной близости от своих звезд. Так, например, экзопланета, обнаруженная у звезды 51 Пегаса, имеет массу около 0,45 массы Юпитера и делает полный оборот вокруг звезды всего-навсего за 4,23 суток. Экзопланета у звезды Тау Волопаса массивнее: 3,7 массы Юпитера, но период ее обращения короче: 3,31 суток. Это лишь типичные примеры, а вообще их очень много.

Конечно, обнаружению в первую очередь «горячих юпитеров» помогает затменный метод: ведь чем планета ближе к звезде, тем выше вероятность того, что ее орбита позволит нам наблюдать изменение яркости звезды при прохождении планеты по ее диску. Кроме того, чем планета крупнее, тем легче ее обнаружить. И тем не менее количество «горячих юпитеров» удивляет. Может ли юпитероподобная планета сформироваться так близко к звезде, а тем более к мощно излучающей протозвезде? Скорее нет, чем да, – и все же с результатами надежных наблюдений особо не поспоришь.

Выдвинуто несколько гипотез, пытающихся объяснить данный феномен. Любопытна гипотеза Д. Лина, П. Боденхаймера и Д. Ригардгона (США). Они предполагают, что любая протопланета, находящаяся в протопланетном диске, должна со временем мигрировать в сторону центра системы. Причин две. Во-первых, материя, образующая протопланетный диск, теряет вследствие трения свою механическую энергию, стремясь приблизиться к молодой звезде и даже выпасть на нее. Поток материи увлекает за собой протопланету, как ветер увлекает воздушный шар. Вторая причина – резонансные отношения протопланет со спиральными волнами плотности в диске. Эта гипотеза предполагает, что в молодой Солнечной системе первоначально сформировалось несколько юпитероподобных планет, причем все они были ближе к Солнцу, чем Юпитер, и жизнь их была кратковременна: еще до исчезновения протопланетного диска они выпали на Солнце. Само собой, когда диска не стало, исчезла причина приближения планет к Солнцу.

Гипотеза эта, уязвимая для критики и вызывающая ожесточенные споры, все же помогает объяснить, почему многие юпитероподобные экзопланеты находятся так близко к своим светилам: либо протопланетные диски исчезли несколько раньше, чем планеты упали на свои звезды, либо они еще не исчезли и падение продолжается. А раз оно шло или идет, то мы можем застать его в любой фазе! Между прочим, очень молодые экзопланеты в протопланетных дисках уже обнаружены, таким объектом, например, является весьма массивная (10 масс Юпитера, почти коричневый карлик!) экзопланета в газово-пылевом диске, окружающем звезду TW Гидры. Это звезда типа Т Тельца, то есть еще не «севшая» на главную последовательность и в некотором смысле еще не звезда, а протозвезда. Возраст ее оценивается всего-навсего в 5-10 млн лет, и планета, конечно, не старше звезды. Радионаблюдения выявили также падение на звезду части вещества протопланетного диска. Это самая молодая экзопланета из всех обнаруженных. Кстати, радиус ее орбиты всего 6 млн км, а период обращения – 3,56 суток. Если гипотеза о выпадении на молодую звезду близких экзопланет верна, то в перспективе планету ждет очень «горячая» встреча со звездой.

Из слов о трудности обнаружения экзопланет, о малости изменений характеристик звезд, вызванных наличием планет, кто-нибудь может сделать вывод о том, что экзопланеты могут быть обнаружены лишь у звезд, находящихся поблизости от Солнца. В общем-то это большей частью так, но только слово «поблизости» надо понимать широко. Например, дальние окраины нашего звездного комплекса, выделяющегося на небе как пояс Гулда или даже соседний спиральный рукав нашей Галактики, – это тоже «поблизости». Ведь все в этом мире относительно. В качестве примера можно привести хотя бы поступившее в 2010 году сообщение об открытии экзопланеты у звезды HIP 13 044 в созвездии Печи, находящейся на расстоянии 2200 световых лет от нас. Показательно, что экзопланета была открыта не «Кеплером», а при помощи наземного астрономического оборудования, принадлежащего Европейской южной обсерватории (ESO), находящейся в Чили. Сама по себе экзопланета не очень интересна – это типичный «горячий Юпитер» с массой 1,3 массы Юпитера, средним радиусом орбиты 0,12 а.е. и периодом обращения 16 суток и 5 часов. Он даже не самый горячий из «юпитеров». Любопытна не столько экзопланета, сколько сама звезда.

Она принадлежит к «потоку Хелми» и движется вместе с подобными ей звездами не так, как полагалось бы двигаться объектам нашей Галактики. В этом и состоит разгадка: звезды «потока Хелми» некогда принадлежали карликовой эллиптической галактике, слившейся с Млечным Путем миллиарды лет назад. Мы знаем, что большинство звезд в эллиптических галактиках – старые звезды, образовавшиеся практически одновременно еще на стадии сжатия протогалактического облака и не оставившие в галактике достаточно газа для дальнейшего звездообразования. Конечно, в молодых эллиптических галактиках взрывались сверхновые, хоть в какой-то степени обогащая межзвездную среду газом и тяжелыми элементами, но второе поколение звезд получалось крайне малочисленным. Большинство звезд в эллиптических галактиках – субкарлики почтенного возраста с низким содержанием тяжелых элементов.

HIP 13 044 как раз такая звезда. Она несколько менее массивна, чем Солнце, но уже «отсидела» на главной последовательности положенный ей срок и превратилась в красный гигант. Интересно, что один (а может, и не один) из ее близких спутников уцелел при этом катаклизме. Среди звезд эллиптических галактик, даже ближайших, являющихся спутниками Млечного Пути, пока не обнаружены звезды с экзопланетами (все-таки эти галактики находятся далековато от нас), но «поток Хелми» состоит как раз из таких звезд и проходит сравнительно недалеко – очень любезно с его стороны! Теперь мы знаем, что и вокруг звезд первого поколения могли формироваться планеты.

Кстати, а каковы те звезды, вокруг которых обнаружены экзопланеты или кандидаты в экзопланеты? Бытовавшая лет 40–50 назад гипотеза о том, что планетные системы могут иметь лишь звезды более «поздних» спектральных классов, чем F2^[23], ничуть не подтвердилась. Экзопланеты были обнаружены у звезд всех основных спектральных классов: у красных и голубых гигантов, у бело-голубых, белых, желтоватых, желтых, оранжевых и красных звезд. Преобладает, конечно, оранжево-красная гамма, что и понятно: маломассивные звезды классов К и особенно М являются самими распространенными в Галактике. Если выстроить «по росту» (диаметру) 1235 звезд, имеющих кандидатов в экзопланеты по данным «Кеплера», и добавить сюда Солнце, то оно окажется примерно посередине этой шеренги. Так что и в этом отношении мы более чем типичны.

Звезда, имеющая экзопланеты, не обязана быть одиночной. Экзопланеты обнаружены в двойных и даже тройных звездных системах. Более того, найдены и одиночные экзопланеты, не связанные со звездами. Естественно, речь идет об очень крупных (для планеты) объектах, приближающихся уже к коричневым карликам. Иначе они просто-напросто не были бы обнаружены – даже методом микролинзирования. Такие экзопланеты могут формироваться точно так же, как звезды, с той разницей, что этот процесс занимает у них очень много времени. Но нас, конечно, гораздо сильнее интересуют экзопланеты, связанные со звездами, да еще находящиеся в «зоне жизни», да еще похожие на Землю…

Чувствительность аппаратуры «Кеплера» позволила окончательно покончить с монополией «юпитеров» – стали открываться «экзонептуны», причем в большом количестве (662 из 1235). Но для нас, конечно, интереснее планеты, хоть сколько-нибудь похожие на Землю. В числе упомянутых 1235 кандидатов в экзопланеты находится 68 объектов, сравнимых по размерам с Землей. Строго говоря, поиск таких экзопланет и есть главная задача «Кеплера».

Помните планету у «железной звезды» из знаменитого романа И.А. Ефремова «Туманность Андромеды»? Масса в двадцать с лишним раз больше Земли, тройная тяжесть на поверхности… Нечто массивнее Нептуна, только находящееся ближе к центральному светилу. Неуютное место. Конечно, такую планету никто не станет сравнивать с Землей – сравнивают менее массивные экзопланеты. И все-таки все они, открытые на сегодняшний день, массивнее Земли; наименьшая из них по массе (Глизе 581 е) в 1,7 раза массивнее Земли – и это еще нижняя граница оценки ее массы. Неудивительно, что за подобными экзопланетами закрепилось прозвище «сверхземли».

Первая «сверхземля» (7,5 массы Земли), обращающаяся вокруг нормальной (не нейтронной) звезды, была открыта в 2005 году у звезды Глизе 876. Не следует думать, как это делают забывшие школьную физику люди, что сила тяжести на поверхности такой экзопланеты в 7,5 раза превысит силу тяжести на поверхности Земли. Из ньютонова закона всемирного тяготения следует, что при увеличении массы планеты и неизменной плотности сила тяжести на ее поверхности будет возрастать не линейно, а как корень кубический. Так что если средняя плотность экзопланеты у звезды Глизе 876 равна земной, то сила тяжести на ее поверхности превысит земную лишь в 1,95 раза – все равно многовато, но уже легче. А если принять то же предположение, рассматривая «сверхземлю» у звезды MOA-2007-BLG-192Lb, имеющую массу 3,3 массы Земли, то выйдет, что сила тяжести составит там «всего» 1,49 земной – тренированный человек сможет выдержать ее довольно продолжительное время.

Но главное – главное! – состоит в том, что меньшие экзопланеты пока просто не открыты, а не в том, что их не существует. Взглянем на Солнечную систему – разве мелкие тела численно не преобладают в ней над крупными? Можно поставить годовое жалованье против старой подметки на то, что планеты вроде Земли, Венеры или Марса распространены в Галактике куда более широко, чем «горячие юпитеры», «экзо-нептуны» и «сверхземли». Риска проиграть никакого!

Но если у массивной экзопланеты и плотность высокая, тогда, конечно, другое дело. В 2009 году среди экзопланет объявился рекордсмен по малости размеров: диаметр экзопланеты Kepler-10b всего в 1,4 раза больше диаметра Земли, и при этом ее масса почти в 5 раз превышает земную. У этой экзопланеты потрясающе высокая средняя плотность: 8,8 г/см³ – выше плотности железа и меди! Стало быть, человек на этой экзопланете весил бы раза в два с половиной больше, чем на Земле.

К счастью, человеку делать там совершенно нечего. Экзопланета Kepler-iob обращается вокруг своей звезды по орбите радиусом всего 0,017 а.е., что в 20 с лишним раз меньше среднего расстояния между Солнцем и Меркурием, и вдобавок повернута к светилу одной стороной, как Луна к Земле. Температура на освещенной стороне этой планеты превышает 1500 °C. Пожалуй, не следует особенно расстраиваться из-за того, что этот поджаренный мирок удален от нас на расстояние в 600 световых лет…

Возле некоторых звезд открыты не только отдельные экзопланеты, но и целые семьи экзопланет. На сегодняшний день рекордсменом считается звезда, получившая обозначение Kepler-11 и по основным физическим параметрам похожая на Солнце. Вокруг этой звезды, чья видимая яркость не достигает и 14-й звездной величины, обращается целых 6 экзопланет с массами от 2 до 13,5 земных, причем у пяти из них радиусы орбит настолько малы, что их массы удалось вычислить по взаимному гравитационному влиянию. Эти пять орбит целиком поместились бы внутри орбиты Меркурия, и лишь орбита шестой экзопланеты, самой дальней из обнаруженных, располагалась бы между орбитами Меркурия и Венеры. Эта экзопланета вчетверо крупнее Земли по диаметру, а год на ней длится 118 земных суток.

Необычно и странно! Мы психологически готовы к тому, что такая «сутолока» на ближних орбитах может возникнуть у тусклой маломассивной звезды, но не у звезды, похожей на Солнце. Устойчивы ли орбиты этих экзопланет и не грозит ли одной или нескольким из них быть выброшенными из системы взаимными гравитационными возмущениями, а оставшимся перейти на резко эллиптические орбиты? И нет ли в той системе меньших экзопланет, более похожих на Землю, на более дальних орбитах?

Возможно, и есть. Не исключены и газовые гиганты вроде Юпитера и Сатурна, если только плоскости их орбит хотя бы слегка наклонены к лучу зрения. Ведь уже из того факта, что эта планетная система была открыта «Кеплером», использующим затменный метод, следует, что мы находимся почти точно в плоскости орбит обнаруженных шести экзопланет. «Почти» – этим все сказано. Удаленная экзопланета, проходя между нами и своей звездой, уже не будет проецироваться на диск звезды, и «Кеплер», разумеется, ничего не зафиксирует. Часто ли мы с вами можем наблюдать прохождение Меркурия и Венеры по диску Солнца?

Естественно, нас прежде всего интересуют экзопланеты с условиями, в принципе допускающими возникновение и развитие жизни. Обнаружены ли такие экзопланеты?

Да. Не станем размышлять на тему, может ли зародиться небелковая жизнь на планете, покрытой жидким аммиаком или метаном. Но на 54 из 1235 экзопланет, найденных «Кеплером», в принципе может существовать жидкая вода. Не такой уж малый процент, особенно если учесть, что землеподобные планеты хуже «ловятся», а значит, реально их может быть гораздо больше.

В оптимистическом предположении, выдвинутом американским астрономом Уэсли Траубом, около трети похожих на Солнце звезд имеют по меньшей мере одну землеподобную планету, где может существовать жидкая вода, а значит, возможна жизнь. Так ли это? А если так, то радоваться ли нам тому, что мы, возможно, не одни во Вселенной, или, напротив, опасаться?

И под конец главы – чуточку экзотики. В 1997 году автор этой книги написал роман «Ватерлиния», где выдумал насквозь жидкую планету Капля. По диаметру она была вдвое больше

Земли и состояла практически из одной воды – лишь в самом центре могло быть небольшое ядро из горных пород и своеобразного льда, находящегося под большим давлением. И что же? В 2009 году астрономы нашли экзопланету GJ 1214 Ь, предположительно состоящую на 75 % (по массе) из воды и только на 25 % – из каменных пород и железа. Теоретические выкладки показывают, что планета массой 6–8 масс Земли, образовавшаяся далеко от своей звезды и состоящая преимущественно изо льда, может на ранней стадии эволюции системы мигрировать ближе к звезде, где и «растает». Нормальной газовой планетой она не станет (мала масса), но вполне может стать водной планетой.

Собственно говоря, каждый фантаст отлично знает: ничего (ну почти ничего) нельзя выдумать. Особенно в астрономии. Вселенная настолько разнообразна и удивительна, что почти любой мыслимый феномен существует в ней на самом деле!