Сергей Попов
Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной
2.5. Кометы и облако Оорта
Кометы давно и хорошо известны благодаря своему впечатляющему внешнему виду, который они приобретают при подлете к Солнцу. Голова кометы может иметь диаметр до миллиона километров, а хвост – тянуться на сотню миллионов километров. Однако масса кометы мала – как правило, 1016–1018 г (менее одной миллиардной массы Земли). К тому же плотным является лишь небольшое ядро. Именно ядра комет наиболее интересны для астрономов. Из-за маленькой массы вещество в них практически не изменилось со времени их образования (не происходило ни сегрегации, ни сильного нагрева). Оно было в буквальном смысле заморожено на 4,5 млрд лет. Кроме того, в распределении параметров орбит комет отпечатались различные этапы эволюции Солнечной системы. Так что, изучая кометы, можно многое узнать о жизни нашей системы в целом.
Основная масса кометы сосредоточена в ее ядре. Это неправильной формы конгломерат из льда, пыли и камней. Размеры самых крупных кометных ядер могут составлять десятки километров. В ряде моделей ядро является не единым образованием, а совокупностью отдельных кометезималей (аналог планетезималей, но применительно к кометам), лишь слабо связанных друг с другом. Наблюдения распадающихся комет (например, известнейшей кометы Шумейкеров – Леви-9, разорванной приливными силами Юпитера) косвенно подтверждают эту модель. Также в пользу этого сценария говорит отсутствие комет с периодами собственного вращения менее 5 часов (более быстрое вращение приводит к разрушению ядра).
Практически вся масса кометы сосредоточена в ядре.
Сейчас основная доля информации о кометных ядрах получена благодаря работе космических аппаратов, изучавших эти объекты с близкого расстояния. Начало было положено в 1986 г. во время очередного прохождения перигелия кометой Галлея. Ее изучала целая флотилия межпланетных станций. Советские аппараты «Вега-1» и «Вега-2» («ВЕнера-ГАллей») пролетели на расстоянии менее 10 000 км от ядра, а европейский аппарат Giotto («Джотто») впервые смог получить изображения ядра с расстояния около 1000 км. Также комету изучали два японских спутника. В дальнейшем были проведены более детальные исследования комет с помощью космических аппаратов.
Запущенный в 1998 г. спутник Deep Space 1 («Дальний космос-1»), предназначенный в первую очередь для тестирования новых космических технологий, пролетел в 2001 г. вблизи кометы 19P/Borrelly (Боррелли), получив самые детальные на тот момент времени изображения ядра. Аппарат Deep Impact («Глубокий удар») в 2005 г. сбросил на комету 9P/Tempel 1 (Темпеля) массивную (370 кг!) болванку, создавшую кратер диаметром около 200 м и глубиной в десятки метров. С помощью приборов космического аппарата, а также крупных наземных телескопов был проведен анализ выброшенного вещества.
Ядро кометы состоит из льда, пыли и камней.
Разумеется, анализ вещества лучше проводить в наземных лабораториях. В 1999 г. была запущена миссия Stardust («Звездная пыль»), задачей которой была доставка образцов вещества атмосферы кометы на Землю. В 2004 г. космический аппарат пролетел вблизи кометы 81P/Wild и собрал образцы вещества, а в 2006 г. они были доставлены на Землю. Интересно, что в 2011 г. спутник также пролетел вблизи кометы 9P/Tempel 1, которую ранее исследовал спутник Deep Impact.
Самое детальное на сегодняшний день исследование кометы было проведено европейской миссией Rosetta («Розетта»). Этот космический аппарат не только исследовал комету 67P/Churyumov-Gerasimenko (Чурюмова – Герасименко) с очень близкого расстояния, но и впервые была осуществлена посадка зонда Philae («Филы») на поверхность кометы. С зондом возникли технические проблемы, но тем не менее была получена уникальная информация, в том числе и непосредственно с поверхности (включая снимки, в том числе в ИК-диапазоне, с разрешением около 1 мм на пиксел).
Ядро кометы Чурюмова – Герасименко имеет, как и некоторые другие хорошо исследованные объекты этого типа, двухкомпонентную структуру. Два эллипсоидальных тела размером 2–4 км соединены перемычкой, в районе которой происходит основной выброс вещества. Были обнаружены «гейзеры», из которых бьют струи вещества. Получены изображения поверхности кометы с детализацией меньше метра (!).
Несколько комет были детально исследованы космическими аппаратами.
Благодаря работе межпланетных станций мы неплохо представляем себе свойства ядер комет. Средняя плотность ядра составляет от нескольких десятых до 1 г/см³. Столь низкое значение связано с высокой пористостью комет, которая обычно превосходит 50 %. Плотность самого вещества комет выше – 1,5–2 г/см³ (в полтора-два раза превосходит плотность воды). Поверхность ядра чаще всего очень темная (темнее Луны и большинства астероидов), с альбедо 3–5 %. Там доминируют камни и органика, а лед обычно спрятан в глубине. Поэтому часто ядро кометы сравнивают с городским мартовским сугробом: он в целом ледяной, но сверху покрыт темной коркой из пыли и твердых частиц.
В кометах содержатся многочисленные органические соединения (формальдегид, глицин и др.). Периодически обсуждается роль комет в поставке на молодую Землю воды и органики, сыгравших важную роль в процессе появления жизни на нашей планете.
Из-за нагрева Солнцем вещество ядра кометы испаряется, образуя голову (кому) и хвост.
По мере приближения к Солнцу ядро кометы нагревается и его ледяная составляющая начинает испаряться (строго говоря, переход происходит из твердого состояния сразу в газообразное, поэтому более правильно называть это не испарением, а сублимацией или возгонкой). Обычно заметное испарение начинается на расстояниях менее 3–4 a.е. от Солнца. Лед в кометах не только водяной, это также замерзший аммиак, метан, угарный газ, углекислый газ, но в сформировавшейся голове кометы доминирует вода. Вместе с испарившимися частицами льда из ядра вылетают пылинки, а иногда и более крупные объекты. Вокруг ядра возникает квазисферическая оболочка – кома. Затем под действием давления солнечного излучения и солнечного ветра она может вытянуться в красивый хвост. Само название «комета» (греч. «косматая») связано с ее головой – комой (от греч. «волосы») – и хвостом, которые иногда приобретают поистине гигантские размеры.
Самые большие комы имели размеры, превосходящие диаметр Солнца, а хвосты вытягивались на расстояние более 1 a.е. Головы и хвосты хорошо видны, потому что частицы пыли отражают солнечный свет, а газ также может переизлучать его в спектральных линиях. Кроме того, свет рассеивается веществом хвоста и головы. Интересно, что кометы испускают даже рентгеновское излучение! Оно возникает из-за взаимодействия ионизованных частиц солнечного ветра с молекулами атмосфер комет.
Ежегодно к Солнцу приближаются десятки комет.
Гигантский хвост кометы, пересекающий полнеба, – красивейшее зрелище, и ученые давно пытались понять природу этого явления. Большой вклад в изучение кометных хвостов в XIX в. внес Федор Бредихин. Газовые хвосты комет, в основном состоящие из ионизованных атомов, направлены прямо от Солнца, так как на них очень эффективно воздействует солнечный ветер. Поэтому если комета удаляется от Солнца, то она летит вперед хвостом. Пылевые хвосты более изогнуты, поскольку частицы пыли достаточно тяжелые и влияние солнечного излучения и ветра на них не столь сильно. Направление таких хвостов зависит и от направления движения кометы, и от ориентации кометы относительно Солнца.
Ежегодно к Солнцу приближаются десятки комет. В основном это «новые» кометы, имеющие очень большие периоды обращения. Если учесть, что несколько прохождений вблизи Солнца становятся для комет фатальными (они разрушаются или, потеряв большую часть летучих веществ, становятся неотличимы от астероидов), а возраст Солнечной системы составляет более 4,5 млрд лет, то мы придем к выводу, что где-то на окраинах должен быть резервуар, содержащий сотни миллиард кометных ядер. Именно такую гипотезу высказал в 1950 г. Ян Оорт (Jan Oort), проанализировав параметры кометных орбит. В его честь этот резервуар называют облаком Оорта.
Облако Оорта – резервуар кометных ядер, содержащий сотни миллиардов таких объектов.
Облако Оорта простирается от границ пояса Койпера примерно до половины расстояния до ближайших звезд (т. е. более чем 100 000 а.е.). Оценки показывают, что в нем содержится более 10¹¹ кометных ядер. Основная масса объектов находится на расстоянии более 10 000 a.е. Если орбита кометы имеет большую полуось менее 10 000 a.е., то из-за взаимодействия с планетами-гигантами со временем она или будет выброшена из Солнечной системы, или превратится в комету семейства Юпитера. Детали происхождения этой структуры продолжают обсуждаться специалистами.
По оценкам, полная масса облака Оорта составляет от нескольких единиц до нескольких десятков масс Земли. Выделяют внешнее облако и внутреннее, граница между ними проходит примерно на 20 000 a.е. Видимо, облако формировалось в два этапа. Первый имел место во время и сразу после формирования планет-гигантов. Небольшие объекты – будущие кометные ядра – забрасывались массивными планетами на высокие вытянутые орбиты. Затем, если большие полуоси комет достигали 10 000 a.е., под действием гравитационного поля Галактики перигелий их орбиты повышался, и они окончательно становились объектами облака Оорта. Второй этап проходил во время поздней тяжелой бомбардировки. Тогда в результате миграции планет-гигантов, спустя примерно 600–650 млн лет после образования Солнечной системы, произошла существенная перестройка орбит, в результате которой множество тел, находившихся во внешнем диске за орбитой Нептуна (на расстоянии около 30 a.е.), перешло на более высокие траектории движения вокруг Солнца. Численные модели показывают, что рост числа комет в облаке продолжался почти миллиард лет.
Орбиты комет в облаке Оорта изменяются под действием внешних воздействий. В результате кометы могут попадать во внутренние области Солнечной системы.
Всего известно более 5000 комет. Несколько сотен комет принадлежит к так называемому семейству Юпитера. Орбиты этих объектов, изначально располагавшихся в основном в так называемом рассеянном диске за орбитой Нептуна, были изменены Юпитером, сделавшим их периоды более короткими (менее 20 лет), а расстояния в перигелии – более близкими к Солнцу, что позволяет регулярно и многократно их наблюдать. Также существует несколько тысяч комет, родственных комете Галлея, с относительно большими орбитальными периодами обращения (более 20 лет).
Кометы из облака Оорта испытывают влияние галактического гравитационного потенциала, а также звезд, пролетающих вблизи Солнца. В результате этого орбиты комет меняют свою ориентацию относительно плоскости эклиптики и почти равномерно заполняют пространство. Со временем из-за внешнего влияния перигелии некоторых из них уменьшаются, на них начинают воздействовать планеты-гиганты, и в итоге некоторые из этих кометных ядер попадают во внутренние области Солнечной системы, где их можно наблюдать. В ближайшее время с запуском таких инструментов, как большой обзорный телескоп LSST (Large Synoptic Survey Telescope, Большой обзорный телескоп), можно будет наблюдать большее количество комет, чьи перигелии лежат дальше 3 a.е. от Солнца, где активность комет (т. е. испарение ядра) еще не велика.
Современные исследования показывают, что судьба комет из разных семейств может быть различной. Кометы системы Юпитера, происходящие из рассеянного диска транснептуновых объектов, со временем перестают проявлять активность, и мы регистрируем их как астероиды (многие околоземные астероиды – это бывшие кометы). А долгопериодические кометы из облака Оорта после нескольких прохождений перигелия, по-видимому, разваливаются, не оставляя крупных фрагментов. Причины этого до конца не ясны. Возможно, в кометах семейства Юпитера меньше летучих элементов, так как значительную часть времени они проводили не столь далеко от Солнца, как их родственники из облака Оорта.
Глава 3
Экзопланеты
Технический прогресс позволил к началу 1990-х гг. вплотную приблизиться к возможности поиска экзопланет. Сразу несколько подходов позволили открывать планеты у разных типов объектов. Первый сюрприз был связан с обнаружением планет у нейтронной звезды (радиопульсара), второй – с открытием горячих юпитеров, планет-гигантов, обращающихся очень близко от своих звезд. Сейчас достоверно известны несколько тысяч планет и есть многие тысячи кандидатов, в основном обнаруженных путем наблюдений с помощью космической обсерватории Kepler. Некоторые из них по своим параметрам не похожи ни на одну планету Солнечной системы, да и сама структура многих экзопланетных систем отличается от Солнечной. В изучении экзопланет наблюдается значительный и быстрый прогресс. Постоянно появляются новые инструменты, позволяющие совершать новые открытия, и каждые несколько месяцев астрономы получают новые важные результаты в этой области исследований.
3.1. Способы обнаружения и изучения экзопланет
На вопрос, какая экзопланета была открыта первой, нет однозначного ответа. Если говорить о первом достоверно обнаруженном объекте планетной массы вне Солнечной системы, то это планета у пульсара, открытая в 1992 г. Если мы говорим о первой достоверно обнаруженной планете у нормальной звезды, то это 51 Пегаса b (1995 г.). Однако можно говорить и о более ранних (конец 1980-х гг.) работах. В одном случае был достоверно открыт объект вокруг нормальной звезды, хотя до сих пор нет точной оценки его массы (и поэтому неясно, то ли это гигантская планета, то ли бурый карлик). В другом случае был заподозрен объект планетной массы, но не хватало точности, и подтвердить его удалось лишь годы спустя. Эти планеты были обнаружены методами тайминга (т. е. по измерению изменений времен прихода импульсов, в данном случае – радиопульсара) и лучевых скоростей. Однако некоторые специалисты считают, что полная убежденность научного сообщества в существовании экзопланет появилась только после начала открытия транзитных планет. В чем же преимущества и недостатки разных методов обнаружения экзопланет?
Александр Вольцшан и Дейл Фрэйл в 1992 г. открыли первую планету, обращающуюся вокруг пульсара.
Можно выделить восемь методов, которые позволяют открывать планеты у других звезд (а также в некоторых случаях одиночные планеты, свободно летающие в пространстве):
1. Измерение вариации лучевых скоростей звезд.
2. Наблюдение прохождения планет по диску звезды (транзиты).
3. Тайминг транзитов, двойных систем и пульсирующих источников.
4. Фотометрическое микролинзирование.
5. Астрометрическое микролинзирование.
6. Астрометрические измерения смещения звезд.
7. Выделение вклада планеты в полное излучение системы.
8. Получение прямых изображений.
Большинство из этих способов уже хорошо себя зарекомендовали, а некоторые пока недостаточно точны, но достигнут необходимой точности в ближайшем будущем.
Метод лучевых скоростей основан на том, что звезда совершает движения под действием гравитации планет. В простейшем случае, когда есть одна планета (или же одна из планет намного тяжелее остальных), мы имеем дело с аналогом двойной системы: два тела вращаются вокруг общего центра масс (барицентра). Мы не можем видеть планету, но видим звезду, и, анализируя ее спектр, мы можем измерить доплеровское смещение линий, соответствующее проекции орбитальной скорости на луч зрения (направление от наблюдателя к звезде).
Мишель Майер и Дидье Кело в 1995 г. открыли первую планету (горячий юпитер), обращающуюся вокруг нормальной звезды.
Идея была очевидна уже давно, но существовал ряд технических проблем. Во-первых, надо измерять скорость звезды с точностью порядка метров в секунду. Во-вторых, это надо делать в рамках длинной серии наблюдений. Проблемы удалось решить лишь к середине 1990-х гг., используя наземные телескопы. Результатом стало обнаружение Мишелем Майером (Michel Mayor) и Дидье Кело (Didier Queloz) планеты у звезды 51 Пегаса.
В настоящее время точность измерений по эффекту Доплера превосходит 1 м/с, однако для обнаружения таким способом полного аналога Земли необходима точность на уровне 0,1 м/с. Кроме того, активность звезд и их пульсации мешают высокоточным измерениям с помощью метода лучевых скоростей. Видимо, следующее поколение детекторов сможет достичь этого уровня. Пока же таким способом в основном открывают или более массивные планеты, или легкие планеты у маломассивных звезд с меньшими, чем у Земли, орбитальными периодами.
Этот метод позволяет определить массу планеты, если известна масса звезды. Неопределенность измерения зависит от неизвестного наклона орбиты к лучу зрения. Однако в подавляющем большинстве случаев (87 %) оценка без знания угла наклона отличается от истинного значения менее чем в два раза.
На сегодняшний день большинство экзопланет было открыто методом транзитов – прохождения планеты по диску звезды. Это приводит к падению блеска, поскольку яркий звездный диск оказывается частично закрыт более темной планетой. Падение обычно составляет от нескольких десятитысячных до пары десятков тысячных (т. е. от сотых долей процента до пары процентов) – это очень небольшие величины. Кроме того, для надежного обнаружения экзопланеты необходимо зарегистрировать несколько транзитов, т. е. необходимы стабильные высокоточные измерения. Из-за влияния атмосферы при наблюдениях с Земли достичь такой точности трудно, поэтому наиболее эффективны космические проекты.
Космическая обсерватория Kepler – первый крупный специализированный космический проект для поиска транзитных экзопланет.
Для поиска транзитных планет использовалось несколько космических аппаратов, однако самой мощной «машиной открытий» стала космическая обсерватория Kepler, запущенная в 2009 г. Проработав до 2013 г. в штатном режиме и наблюдая около 150 000 звезд в направлении созвездий Лебедь и Лира, этот аппарат обнаружил несколько тысяч планет и десятки тысяч кандидатов в планеты. Начиная с 2013 г. аппарат работает без фиксации области наблюдений, сканируя небо и продолжая открывать планеты и изучать звезды.
Если известен размер звезды, при использовании транзитного метода удается измерить радиус планеты, а в редких случаях определить и ее массу. На сегодняшний день известно несколько сотен планет, для которых одновременно известны и масса, и радиус (часто это требует использования двух разных методов наблюдений), что позволяет делать более надежные выводы о составе таких тел.
Наличие планет вызывает наблюдаемые периодические отклонения в движении компонент двойных звезд.
Самый первый объект планетной массы был обнаружен методом тайминга. Если мы наблюдаем периодический сигнал, то движение источника сигнала относительно барицентра из-за присутствия планеты будет приводить к сдвигу моментов прихода импульсов. Источником сигнала может быть, например, пульсирующий белый карлик, а может быть нейтронная звезда – радиопульсар. Именно у такого объекта PSR 1257 + 12 Александр Вольцшан (Aleksander Wolszczan) и Дейл Фрэйл (Dale Frail) в 1992 г. обнаружили три планеты малой массы.
Кроме того, наличие планет приводит к сбоям в периоде двойных систем, что также можно наблюдать. Примером является система NN Змеи, состоящая из красного и белого карликов. Тщательный анализ орбит звезд в этой двойной привел к выводу о существовании в ней двух планет-гигантов.
Несколько особняком стоит метод тайминга транзитов (transit timing variation). В данном случае сбои происходят во временах транзитов планет, что вызвано влиянием других (нетранзитных) планет в той же системе. Изменяется как время транзита, так и его длительность. Таким способом (в первую очередь по данным Kepler) открыто уже довольно много объектов.
Следующие два метода связаны с гравитационным линзированием. Массивные тела искажают вокруг себя геометрию пространства-времени. Поэтому свет, проходя мимо них, будет изменять направление своего движения. Если между нами и звездой-источником оказывается другая звезда или подобное массивное тело, то оно выступает в роли гравитационной собирающей линзы. Поэтому первый эффект связан с увеличением блеска звезды-источника.
Измерение кривой блеска при микролинзировании позволяет открывать невидимые маломассивные спутники звезд.
Характер кривой блеска при прохождении гравитационной линзы между источником и наблюдателем зависит от свойств линзы. Звезду можно считать точечной линзой. Однако если у нее есть спутник, то его присутствие отразится в кривой блеска при линзировании. Данный метод, называющийся фотометрическим микролинзированием, позволяет обнаруживать даже маломассивные спутники звезд. Первое такое открытие было сделано в 2003 г., и сейчас есть уже десятки планет, обнаруженных таким методом.
Преимуществом этого метода является возможность открывать планеты на далеких орбитах в несколько астрономических единиц (что соответствует орбитальным периодам в несколько лет) за короткое время. Но есть у этого метода и недостаток: микролинзирование – чаще всего одноразовое событие, и после его завершения мы не можем вновь наблюдать звезду-линзу и ее планеты (хотя есть и исключения, когда звезда-линза была затем обнаружена непосредственно).
Астрометрические наблюдения с помощью космических аппаратов и наземных интерферометров позволят открывать экзопланеты.
Кроме изменения блеска звезды-источника также изменяется ее положение. Ожидается, что космический телескоп Gaia («Гайя») позволит в ближайшее время обнаружить эффект астрометрического микролинзирования на нейтронных звездах и черных дырах. Потенциально высокоточные наблюдения в будущем могут позволить обнаруживать таким образом и объекты планетных масс, выступающие в роли линзы. В том числе и одиночные объекты планетных масс, по каким-то причинам оторвавшиеся от своих звезд или родившиеся сразу одиночными.
С космическим телескопом Gaia связывают еще один астрометрический метод поиска экзопланет. При вращении звезды вокруг барицентра системы можно обнаружить не только изменение ее лучевой скорости, но и собственно смещение. Разумеется, оно крайне мало, однако высокоточные измерения положения звезд должны позволить проведение таких измерений. По оценкам, точности приборов Gaia будет достаточно для этого. Также таким методом можно обнаруживать планеты, используя наземные интерферометры. Преимуществом такого подхода является то, что, зная массу звезды, можно непосредственно определить массу планеты.
Все перечисленные методы в некотором смысле являются косвенными, поскольку мы не видим планеты непосредственно, а измеряем эффекты, вызванные их присутствием. Однако существуют методы, позволяющие непосредственно увидеть свет далеких планет.
Первый такой метод связан именно с выделением вклада планеты в общее излучение звезды и ее спутников. Например, в случае транзитной планеты (если она является достаточно мощным источником собственного или отраженного излучения) мы можем увидеть не только падение блеска системы при транзите, но и рост блеска в те моменты, когда одновременно виден и весь диск звезды, и диск планеты. Таким способом удалось изучить свойства нескольких планет, например в системе Кеплер-70.
Вклад планеты можно выделить и изучая спектры. Линии, излучаемые планетой, во-первых, будут соответствовать другим скоростям и смещаться (из-за эффекта Доплера) относительно звездных линий. А во-вторых, по свойствам линий можно понять, что они связаны с относительно холодным веществом. Этот метод также успешно используется.
В нескольких десятках случаев удалось получить непосредственные изображения молодых экзопланет.
Наконец, в редких случаях удается непосредственно получить изображения планет. Как правило, речь идет об объектах, которые находятся достаточно далеко от своих звезд и к тому же достаточно молоды, чтобы являться мощными источниками (в основном в инфракрасном диапазоне).
После своего рождения планеты-гиганты в течение долгого времени продолжают медленно сжиматься, что приводит к выделению энергии. Фотосферы таких планет могут иметь температуры 1000–2000 K. Этого оказывается достаточно, чтобы с помощью крупнейших наземных телескопов получить их изображения и даже спектры. Ярким примером является система HR8799, в которой непосредственно видны четыре планеты-гиганта, удаленные от своей звезды на десятки астрономических единиц.
