Когда у Земли было две Луны. Планеты-каннибалы, ледяные гиганты, грязевые кометы и другие светила ночного неба - [24]

Наблюдать звезды в инфракрасном диапазоне непросто. Трудность состоит в том, что мы живем внутри атмосферного покрывала Земли, нас затопляет его тепловая энергия и мы должны смотреть через эту пелену. Тогда как основные составляющие атмосферы азот (N₂) и кислород (O₂) по большей части прозрачны для инфракрасного излучения, вода (H₂O) эффективно поглощает такие лучи, как и углекислый газ (CO₂), и метан (CH₄). Более того, земля вокруг телескопа теплая; теплым остается и купол, и сам астроном, и воздух; все это сияет инфракрасным излучением (именно за счет этого работают камеры ночного видения). Сам детектор нужно охладить до температуры жидкого азота, чтобы он стал достаточно темным в инфракрасном диапазоне и смог зафиксировать хоть что-то. Из-за всех этих сложностей, а также из-за того, что надежные инфракрасные астрономические приборы не существовали почти до самого конца прошлого века, мы четко и однозначно обнаружили теплые диски вокруг звезд только в 1980-х гг.[96] Это дало основания для осторожного оптимизма, что вскоре будут открыты системы экзопланет.

Высотные обсерватории, такие как Комплекс инфракрасного телескопа NASA (Infrared Telescope Facility, IRTF) на вершине вулкана Мауна-Кеа на Гавайях, позволяют нам выглядывать наружу через атмосферные окна в непрерывном излучении – длины волн, где вода и углекислый газ в какой-то мере прозрачны для инфракрасных лучей. Конечно, лучше всего заниматься инфракрасными наблюдениями в космосе, высоко над теплой, поглощающей излучение атмосферой и подальше от крупных излучающих объектов. Для этого был создан космический телескоп «Джеймс Уэбб» стоимостью 10 млрд долларов, который будет запущен в космос в 2021 г. Это инфракрасный телескоп со складываемым зеркалом диаметром 6,5 м, имеющий чувствительность от видимой области спектра до волн длиной 28,5 микрометра. Чтобы выполнять свою работу, телескоп должен выйти на орбиту в 1,5 млн километров от сияющей теплом Земли.

С теми же затратами можно было построить на Земле телескоп видимого диапазона с зеркалом в пять раз больше, использующий современные технологии адаптивной оптики, чтобы все изображение получалось в фокусе. Разрешение было бы в пять раз лучше, чувствительность в сто раз выше, комплекс было бы куда легче обслуживать, а данные передавались бы по проводам. Но в таком случае все равно не удалось бы увидеть формирующиеся планеты, потому что они заметны только в инфракрасном свете. Отдельные полосы поглощения в инфракрасном диапазоне также расскажут о химии образующейся планеты, то есть, заглядывая вперед, о том, каким будет состав ее почвы и атмосферы. Та же самая чувствительность к поглощению молекулами воды и углекислого газа в земной атмосфере, которая делает инфракрасные наблюдения такими сложными, делает их и очень ценными.

Первоначально заветной мечтой исследователей молодых звезд было сфотографировать планету, находящуюся на стадии формирования. Теперь это уже сделано для нескольких соседних планет, массивных горячих тел в глубине комковатого диска. Большой атакамский миллиметровый комплекс (Atacama Large Millimeter Array, ALMA) состоит из десятков отдельных телескопов с зеркалами диаметром от семи до двенадцати метров (размером с бассейн на заднем дворе). Эти телескопы установлены на мобильных платформах и занимают несколько квадратных километров на пустынном высокогорье в северном Чили[97]. На снимках ALMA отчетливо видны вложенные одно в другое кольца вокруг звезд, щели в дисках и другие структуры, которые указывают на присутствие обращающихся вокруг звезды массивных планет, разгоняющих газ и пыль по отдельным полосам. Аналогичный снимок землеподобной планеты – дело отдаленного будущего. Возможно, для этого потребуется еще несколько десятков лет и целая флотилия космических телескопов, расположенных на обширном участке космоса в виде напоминающей ALMA формации с большими расстояниями между устройствами.

Доказательства существования экзопланет появились еще в 1990-е и в основном базируются на двух популярных методах. Первый – обнаружение трудноуловимого гравитационного влияния, которое массивная планета оказывает на свою звезду. Любой из очень распространенных «горячих Юпитеров» – небесных тел, равных по массе Юпитеру, но обращающихся по орбите ниже Меркурия, – заставляет свою звезду совершать небольшие круговые движения с частотой в несколько недель или месяцев. Когда звезда обращается вокруг такого «барицентра», она в течение полугода приближается к наблюдателю, а в следующие полгода удаляется (имеется в виду, разумеется, планетный год). В ее излучении появляется небольшое периодическое красное/синее смещение, напоминающее красное смещение галактик, только намного, намного, намного слабее. Иначе говоря, эти вихляния звезды становятся причиной небольшого доплеровского сдвига спектральных линий, который могут зафиксировать только наиболее чувствительные методы измерения[98]. Это дает нам лучевую скорость звезды, потому что мы замеряем скорость ее движения либо к нам, либо от нас и вычитаем из этого значения скорость орбитального движения Земли вокруг Солнца в момент наблюдения.