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.