Почему планеты становятся планетами и перестают быть таковыми? Какие из известных нам звезд самые далекие в нашей Галактики и как ими стали? Насколько оправдано отнесение многих планет к «потенциально обитаемым»? А также масса какой звезды превышает массу Солнца более чем в сто раз?

Закрытие планетарного масштаба

Недавно в исследованиях планетной системы красного карлика Gliese 581 («Глизе 581») произошла почти детективная история. Звезда Gliese 581 находится на расстоянии всего лишь в 20 световых лет в созвездии Весов. За прошедшее десятилетие рядом с ней были открыты четыре планеты (плюс еще одна, существование которой вызывает большие сомнения). То есть, по сути, целая планетная система!

Причем две планеты (они получили обозначения Gliese 581d и 581g, и под сомнение ставится существование как раз Gliese 581g) находятся на таком удачном расстоянии от звезды (в так называемой «зоне обитаемости»), что на них, в принципе, могут существовать вода в жидкой фазе и достаточно плотная атмосфера. Кроме того, их размер, как следовало из наблюдений, близок к величине нашей Земли. Поэтому, если они обладают твердой поверхностью, то являются одними из лучших кандидатов на пристанище хоть какой-нибудь внеземной жизни. И действительно, по крайней мере одна из них (Gliese 581d), на протяжении последних лет непременно попадает в списки наиболее подходящих для обитания планет. Причем в начало этих списков.

Справедливости ради стоит отметить, что в зону обитаемости системы попадает также и планета Gliese 581c. Но она находится гораздо ближе к центральной звезде, и на ней, вероятнее всего, все-таки слишком жарко для образования жизни.

А история, собственно, про Gliese 581 d и g. Новость в том, что этих планет не существует. (А если по-научному, то вероятность того, что они существуют настолько мала, что проводить исследования исходя из того, что они действительно есть, несерьезно.) И не потому, что с этими планетами что-то внезапно случилось, а потому, что они, по-видимому, вообще никогда не существовали.

Как это понимать? На самом деле очень просто.

Тонкий момент в деле исследований этой планетной системы (да и многих других) заключается в том, что самих-то планет ученые непосредственно не наблюдают. Планеты расположены слишком близко к центральной звезде, чтобы мы могли уверенно отделить их слабое свечение от света их хозяйки. И главный источник информации о количестве планет и их свойствах — в данном случае свет самой Gliese 581, разложенный в спектр.

Наблюдая спектр звезды, мы можем измерить ее скорость по лучу зрения на отдельный выбранный момент времени благодаря эффекту Доплера. Однако из-за гравитационного влияния своих планет звезда немного «покачивается» в пространстве относительно центра масс всей системы. То есть ее лучевая скорость периодически меняется. Амплитуду и характер этих изменений можно измерить и расшифровать, то есть сказать, сколько именно и каких планет должно обращаться вокруг звезды, чтобы ее колебания в пространстве были именно такими, какими мы их видим.

Российский астрофизик Сергей Попов предложил в связи с этим такую аналогию. Представьте себе, что вы видите человека, вращающего на своей талии одновременно несколько разных, но невидимых обручей. Задача — по сложным движениям, которые совершает человек, определить, сколько именно и каких обручей на нем надето.

Задача весьма не тривиальная. Поэтому нет ничего удивительного в том, что ученые не могут точно сказать: сколько же у Gliese 581 планет — четыре или пять (в течение небольшого промежутка времени даже считалось, что шесть).

При этом дополнительная изюминка в том, что существование планеты Gliese 581g зависит от того, какую орбиту имеет планета d, если она существует. Таким образом, отсутствие планеты d автоматически означает также и отсутствие планеты g.

Так вот, четверо американских астрономов, анализируя открытые архивные данные, полученные на спектрографе HARPS в Европейской южной обсерватории (Чили), смогли доказать, что Gliese 581d — одного из лучших кандидатов во внесолнечные обитаемые планеты — не существует. Они установили, что те вариации спектра самой Gliese 581, которые раньше ученые объясняли влиянием обращающейся вокруг нее планеты d, на самом деле, связаны с физическими процессами на поверхности самой звезды и рядом с ней.

Звезда — это горячий плазменный шар, поверхность которого к тому же пронизана магнитным полем. Потоки заряженных частиц и нейтрального вещества у поверхности звезды могут сделать ее весьма неспокойной (вспомним вспышки на нашем Солнце). И это очень хорошо известно астрономам. Но, по-видимому, про данный факт им надо почаще вспоминать, во всяком случае при исследовании систем типа Gliese 581. Иначе еще не одно открытие сменится закрытием.

Жизни нет

В то же время, еще больше остудил пыл охотников за внеземной жизнью американский астрофизик Лесли Роджерс (Leslie A. Rogers). Он опубликовал работу, в которой проанализировал выборку из 22 внесолнечных планет «похожих на Землю» с известными массами и размерами. Собственно, это пока все, не превышающие размер Нептуна, планеты, у которых одновременно известны и масса и радиус.

Комбинация этих двух параметров позволяет судить о плотности планеты, а стало быть, и о ее типе — то есть, имеет ли она твердую поверхность, как Земля (а значит состоит из твердых пород, содержащих такие элементы как кремний, железо и тому подобное), или же является скорее газовым гигантом типа Нептуна, который не имеет выраженной поверхности и атмосфера которого состоит в основном из легких элементов — водорода и гелия.

Это важно для поисков жизни за пределами Солнечной системы. Все-таки мы, в первую очередь, ожидаем найти хоть какие-то организмы именно на поверхностях твердых планет, на которых есть возможность существования водоемов, а может, и растительности. То есть на поверхности планет, похожих на Землю. Это оправдано хотя бы потому, что экспериментальное доказательство возможности существования жизни во Вселенной на подобной планете у нас уже есть — это мы сами. Поэтому каждый раз, когда ученые обнаруживают планету, схожую по массе или радиусу с нашим домом, да еще и находящуюся в зоне обитаемости своей звезды, ее тут же заносят в список перспективных кандидатов в смысле возможного существования на них жизни.

Зная это, Лесли Роджерс задался следующим вопросом: а как часто среди планет, которые всего лишь в 2-3 раза больше Земли, встречаются объекты с твердой поверхностью? То есть насколько мы ошибаемся, записывая все подобные планеты в список «потенциально обитаемых», ориентируясь только на их положение внутри зоны обитаемости своей звезды? Для этого он просто рассчитал (анализ на самом деле был вовсе не прост) плотности всех 22 планет выборки и посмотрел, какая доля из них соответствует плотности твердой планеты земного типа. Получился не очень оптимистичный ответ. Оказывается, что только половину планет с радиусами до 1,6 радиусов Земли можно считать «твердыми». И то только если речь идет о достаточно близких к звезде планетах. Для более далеких, периферийных объектов, эта вероятность еще меньше.

То есть наблюдения говорят, что планеты, которые лишь в 2-3 раза превышают в размерах Землю, имеют маленькие плотности и, скорее всего, являются газовыми гигантами — то есть не имеют твердой поверхности. А значит и жизни (в нашем, земном, понимании) на них, с большой вероятностью, нет.

Две далекие звезды

Другие американские астрономы, совместно с коллегой из Нидерландов, наблюдая на аризонском телескопе MMT (диаметром 6,5 метров), обнаружили пару самых далеких, из известных на сегодня, звезд нашей Галактики.

Время от времени, по мере развития наблюдательных технологий, астрономы достигают новых «рекордов», открывая очередные самые-самые объекты. За последние десять лет были открыты звезды, которые находятся на расстояниях, больших чем 100-150 килопарсек от нас. Для сравнения, размер всей нашей Галактики составляет всего 30 килопарсек, или около 100 тысяч световых лет. Однако это размер только густонаселенной звездами области — в действительности же Галактика простирается гораздо дальше. Наиболее далекие ее области принято называть темным гало Галактики — там мало газа, почти нет звезд и очень много темной материи, которая пока проявляет себя только по своему гравитационному воздействию и имеет неизвестную (на сегодня) природу.

При этом звездная компонента имеет ярко выраженную дисковую форму (полоса Млечного Пути на ночном небе и есть вид диска нашей Галактики изнутри), а гало наоборот — сферически симметрично. То есть его свойства во всех направлениях примерно одинаковы.

Однако из-за редкости источников излучения в гало изучить эти свойства очень нелегко. И потому обнаружение в столь далеких областях Галактики хотя бы каких-нибудь звезд с известными характеристиками является большим успехом. Наблюдая за движением и поведением этих звезд, мы можем судить о процессах, происходящих на самой окраине Галактики.

Поэтому, составив список звезд-кандидатов в объекты, населяющие гало (звезды должны были быть яркими, красными и не в диске Галактики), ученые провели их детальные спектральные наблюдения. Именно спектр излучения, как паспорт звезды, позволяет точнее определить тип последней, а вместе с ним и многие ее физические характеристики.

Звезды, с которыми работали астрономы в данном эксперименте относятся к красным гигантам. Такие светила очень подходят для задачи поиска наиболее удаленных объектов. Во-первых, они достаточно яркие (в сотни раз ярче Солнца), а во-вторых, их свет в меньшей степени поглощается и рассеивается межзвездным веществом (красному свету вообще легче проходить через мутную среду, что мы видим на примере закатного Солнца). То есть их можно изучать с очень большого расстояния.

Кроме того, современные теории звездной эволюции достаточно неплохо могут предсказать истинную светимость красного гиганта, если для него известен только спектр его излучения. А сопоставив ее с видимой яркостью звезды на Земле, можно легко вычислить и расстояние до последней. Нельзя, однако, сказать, что этот метод всегда очень точен и легок в реализации. Так, авторам пришлось сравнить с десяток разных моделей эволюции для тех звезд, которые они наблюдали. Однако подавляющее большинство моделей так или иначе дали схожие результаты: из 400 звезд-кандидатов две находятся на расстояниях, заведомо превышающих 200 килопарсек. Точнее, одна из звезд находится в интервале от 170 до 300 килопарсек, а вторая от 200 до 350. Собственно сложность поставленной задачи и определила такой большой интервал значений.

Но даже с такой неопределенностью эти звезды автоматически становятся самыми далекими из известных на сегодняшний день. И очень интересно было бы по их движению попытаться напрямую определить свойства гравитационного поля нашей звездной системы на таких больших расстояниях (то есть, по сути, поля темной материи). Но, увы, пока точности наблюдений не хватает для того, чтобы сказать, как именно эти звезды движутся. Авторы работы смогли определить лишь только их скорости вдоль луча зрения (благодаря эффекту Доплера, исходя из тех же спектральных наблюдений): несколько десятков километров в секунду. Задача же определения их собственных движений (поперек луча зрения) скорее будет поставлена перед орбитальной обсерваторией Гайя, которая была запущена полгода назад как раз для особенно точных измерений положений и движений звезд нашей Галактики.

Но даже радиальных величин скоростей уже достаточно для того, чтобы попытаться порассуждать о том, откуда вообще могли взяться столь далекие одинокие звезды. Ведь в той области Галактики, где их нашли, очень мало газа — строительного материала для звезд — и образоваться там они теоретически не могли.

Авторы рассмотрели три возможных сценария их происхождения: а) либо эти звезды вылетели из слабой карликовой галактики — спутника Млечного Пути; б) либо они до сих пор находятся в такой Галактике, только из-за того, что сама по себе она слабая мы видим лишь самые яркие из ее звезд; в) наконец, возможно, что обе эти звезды сформировались в нашей Галактике и затем были выброшены в результате гравитационного взаимодействия с другими звездами (этот эффект похож на гравитационный маневр, который совершают межпланетные станции в поле тяготения планет солнечной системы). Первый из этих вариантов пока представляется более вероятным.

Масса есть

Еще об одном рекорде в мире звезд (хотя и с оговорками) сообщили астрономы из Германии и Швеции. Наблюдая на восьмиметровом телескопе Европейской южной обсерватории одну из областей звездообразования в нашей Галактике, они обнаружили звезду, спектр которой говорит о том, что ее масса превышает массу Солнца более чем в сто раз.

Область, в которой был найден рекордсмен, обозначается как W49 и расположена в созвездии Ориона, а звезда получила название W49nr1. Столь массивные звезды очень редки — во Вселенной, так же как и в живой природе, действует правило, что чем больше масса объекта, тем реже он встречается. Кроме того, звездный «век» подобных объектов очень короток и не превышает нескольких миллионов лет (для сравнения, наше Солнце проживет в несколько тысяч раз больше), что еще сильнее уменьшает шансы на их обнаружение. Но наблюдения за ними позволяют проверять наиболее тонкие детали теории звездной эволюции (то есть то, как звезды образуются, живут и умирают), а также свойства межзвездной среды, с которой столь массивные объекты особенно сильно взаимодействуют. (В первую очередь, благодаря так называемому звездному ветру — потоку заряженных частиц с их поверхности.)

Жизнь таких звезд тоже протекает, а вернее заканчивается, не совсем обычно. «Стандартная» массивная звезда (а массивными астрономы считают те из звезд, масса которых лишь в несколько раз превышает солнечную) заканчивает свою жизнь в виде вспышки сверхновой (по сути — взрывается), после которой остается компактный объект — либо нейтронная звезда, либо черная дыра. В сверхмассивных же звездах в конце их жизненного цикла протекают немного иные процессы (вернее, должны протекать, как мы себе представляем — это как раз и необходимо проверить), что также приводит к вспышке сверхновой (правда, очень и очень мощной), после которой не остается уже ничего. Вещество звезды разлетается по пространству, обогащая его продуктами термоядерного синтеза — элементами тяжелее водорода и гелия.

Та же теория эволюции сверхмассивных звезд позволяет нам «взвесить» такую звезду, анализируя лишь спектр ее излучения. Ученые просто подбирают такие параметры звезды, чтобы ее модельный спектр повторял реально наблюдаемый (хотя, тут вспоминается профессор Преображенский с его: «Это очень непросто!»). В результате чего неопределенность в измеренной величине массы может быть очень большой и для W49nr1 она составляет почти два раза — от 100 до 180 солнечных масс.

Строго говоря, это не абсолютный рекорд. Последний принадлежит звезде R136a1 в Большом Магеллановом Облаке (карликовой галактике — соседке Млечного Пути) и составляет 265 масс Солнца. Там же расположены еще несколько звезд с массами до двухсот солнечных.

Но в нашей галактике настолько массивные звезды если и есть, то нам пока неизвестны — несколько сверхмассивных звезд с разного масштаба неопределенностью несильно превышают порог в 100 масс солнца. Так что вполне возможно, что именно WR49nr1 является самой массивной (из известных) звездой нашей Галактики.