Загадки космоса. Планеты и экзопланеты

В течение первых нескольких минут после Большого взрыва образовались водород и гелий, а также некоторые другие легкие элементы в ничтожно малых количествах. Сегодня масса всего водорода Вселенной составляет около 75 % массы видимого вещества, а всего гелия – около 25 %. Я говорю «видимое вещество», поскольку есть и невидимое, так называемая темная материя. Она взаимодействует с видимым (обычным) веществом лишь посредством гравитации. Согласно последним космологическим моделям, темной материи в три раза больше, чем видимого вещества. Тем не менее о ее природе до сих пор мало что известно.

После того как температура Вселенной снизилась примерно до 1 000 кельвинов (К)[3], гравитация стала преобладающей силой во Вселенной. Под действием гравитации гигантские облака газа сжимались, их плотность возрастала, зажигались первые звезды. Со временем они стали объединяться и образовывать локализованные структуры – галактики. В каждой галактике могут быть сотни миллиардов звезд. В нашей галактике Млечный Путь содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов звезд.

Все, о чем шла речь до этого, относится к космологии – разделу астрономии, изучающему Вселенную как целый объект, ее фундаментальную структуру и эволюцию во времени. Что касается менее масштабных объектов исследования, строение различных небесных тел и физические процессы, происходящие в них, изучает астрофизика.

Недра звезд – это своего рода термоядерные печи, плавильни, где идут реакции термоядерного синтеза, в которых атомные ядра более легких химических элементов в условиях высокой плотности и гигантских температур сливаются друг с другом и превращаются в атомные ядра более тяжелых элементов. Жизнь звезды – это вечное противостояние между силой тяжести, которая стремится сжать звезду, и силами газового и лучистого давления. Последние направлены наружу от центра звезды и, не будь гравитации, превратили бы звезду в облако разреженного газа. На протяжении большей части времени, пока в звезде идут термоядерные реакции, ни одна из сил не может победить окончательно, а размер и масса звезды существенно не меняются – звезда находится в состоянии равновесия. Поддерживает это равновесие энергия, выделяющаяся в ходе термоядерных реакций, а ее излишки покидают звезду в виде излучения.

Все звезды разные, они отличаются друг от друга размером, температурой и светимостью. В начале XX века двое ученых, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, практически одновременно предложили способ систематизировать все это разнообразие. То, что они представили научному обществу, с тех пор называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела» (см рис. 3). По оси абсцисс (x) на этой диаграмме отложена температура видимой поверхности звезды, а по оси ординат (y) – светимость (количество энергии, излучаемое звездой за одну секунду). Каждой звезде во Вселенной соответствует свое место на этой диаграмме. Герцшпрунг и Рассел заметили, что если нанести известные им звезды на диаграмму, то они не заполнят ее пространство равномерно, а локализуются в трех областях. Вдоль диагонали лежат звезды так называемой главной последовательности: от горячих и ярких голубых гигантов в верхнем левом углу до тусклых и холодных красных карликов[4]. В верхнем правом углу сгруппировались красные гиганты и сверхгиганты, а в левом нижнем – белые карлики.

Рисунок 3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела интересна также тем, что позволяет увидеть основные этапы жизни звезды. Как только звезда образуется, она попадает на главную последовательность, в место, определяемое ее массой (чем больше масса звезды, тем она ярче). На главной последовательности она находится бо́льшую часть своей активной жизни. Например, наше Солнце – типичная звезда главной последовательности, половина жизни которой уже прошла. Постепенно, когда у звезд заканчивается водород, им становится труднее генерировать энергию, гравитационная энергия превращается в тепловую, запускаются реакции синтеза гелия. В течение этого времени звезды сходят с главной последовательности, раздуваются и краснеют, превращаясь в красных гигантов или красных сверхгигантов. Постепенно весь доступный внутри звезды гелий заканчивается, и начинаются реакции синтеза углерода. Дальнейшая судьба звезд зависит от их массы.

Одним звездам, массой до 8–10 масс Солнца, уготовано долгое и безмятежное угасание. Температура в центре таких звезд не сможет повыситься настолько, чтобы запустились реакции горения углерода и синтеза более тяжелых элементов. Гравитация постепенно побеждает, и звезда медленно сжимается в размерах до тех пор, пока не становится белым карликом – объектом, радиус которого не превышает несколько радиусов Земли. В нем уже не идут ядерные реакции, и его светимость в десятки тысяч раз меньше светимости Солнца. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела белые карлики локализованы в нижнем левом углу.

Конец жизни других звезд, с большими массами, грандиозен. В их недрах вслед за синтезом углерода начинаются реакции синтеза более тяжелых элементов, что продолжается вплоть до образования железа, но дальше реакции ядерного нуклеосинтеза внутри звезды идти не могут – это принципиальный момент, и никакие температуры не способны это изменить. Когда образуется железное ядро, давление и температура внутри него начинают расти и достигают таких значений, что протоны и электроны сливаются вместе, превращаясь в нейтроны. В этот момент, длящийся считанные секунды, гравитация побеждает окончательно. Нейтронное ядро коллапсирует, а вслед за ним сами на себя обрушиваются и верхние слои звезды. Удар получается настолько сильным, что после этого слои отскакивают обратно в космос. Высвобождается огромное количество энергии. На короткое время светимость звезды становится сравнимой со светимостью всех звезд Галактики. Этот взрыв называется «сверхновая звезда». После вспышки сверхновой звезды на ее месте образуется нейтронная звезда (как видно из названия, звезда эта состоит в основном из нейтронов) – ее типичный диаметр всего полтора десятка километров.

При взрывах сверхновых происходит и еще кое-что очень важное – вместе с гигантским количеством энергии в пространство выбрасываются неиспользованный водород с внешних оболочек звезд и образовавшиеся в процессе термоядерного синтеза химические элементы. Более того, во время этого взрыва образуются самые тяжелые химические элементы – те, которые имеют бо́льшую атомную массу, чем у железа, и образование которых в недрах звезд невозможно. Взрывы сверхновых формируют красивые туманности, и из их вещества могут рождаться звезды следующего поколения со своими планетными системами. Солнце – звезда третьего поколения, и это означает, что материал, из которого оно состоит, побывал в ядерных топках двух звезд.

Астрономы разделили все звезды главной последовательности на семь классов – O, B, A, F, G, K и M – в зависимости от особенностей их цвета[5]. Так, классу О соответствуют звезды голубого цвета, они самые горячие, с температурой 30 000–60 000 К и массой от 16 масс Солнца, а к классу M – холодные красные звезды массой в десятые доли масс Солнца. Само Солнце относится к классу G и по этой классификации считается желтым карликом.

Звезды эволюционируют с разной скоростью, которая зависит прежде всего от массы звезды. Чем больше звезда, тем меньше она будет жить. Это кажется контринтуитивным, но все встает на свои места, если вспомнить, что термоядерные реакции идут лишь в центре звезды, в области, размер которой зависит от внутреннего давления в звезде. Чем более массивна звезда, тем с большей скоростью вещество переплавляется в ее ядре и тем быстрее она эволюционирует. Так, самые массивные звезды главной последовательности живут от нескольких миллионов до пары десятков миллионов лет. Старея и все больше увеличивая свою светимость и температуру, они никогда не позволят развиться углеродной жизни на любой из своих планет. Звезды солнечного типа, желтые карлики, существуют на главной последовательности около 10 миллиардов лет, пока у них в ядре не закончится водородное топливо и они не станут красными гигантами. Когда это произойдет с Солнцем, примерно через 4,5 миллиарда лет, оно увеличится в размерах настолько, что поглотит Меркурий, Венеру и, возможно, даже Землю. Красные карлики живут до 10 триллионов лет.

Итак, сегодня мы неплохо понимаем эволюцию материи в нашей Вселенной – эволюцию галактик, межзвездного газа и самих звезд. Но повествование в этой книге сосредоточено на планетах и экзопланетах. До недавнего времени единственной планетной системой, о которой мы знали хоть что-то, была наша Солнечная система. Она состоит из восьми планет, пяти карликовых планет и бессчетного числа малых тел, таких как астероиды, транснептуновые объекты и кометы. В Солнечной системе выделяют три зоны. Первая зона – каменистые планеты. Их еще называют внутренними планетами Солнечной системы или планетами земной группы. Это Меркурий, Венера, Земля и Марс. Земля самая тяжелая и большая из этих планет. Вторая зона состоит из газовых и ледяных гигантов, в противовес внутренним планетам их называют внешними планетами Солнечной системы. Их тоже четыре: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Масса самой легкой из этих планет, Урана, в 14,6 раз больше массы Земли, а масса самой тяжелой, Юпитера, превосходит массу Земли более чем в 317 раз. Первую и вторую зоны разделяет Главный пояс астероидов.

За орбитой Нептуна начинается третья зона – пояс Койпера, область пространства, «населенная» миллионами небольших каменно-ледяных объектов самых разных размеров, вплоть до объектов размером с Плутон (а может, и более крупных). В поясе Койпера находится четыре из пяти карликовых планет Солнечной системы: Плутон, Хаумеа, Макемаке и Эрида. Единственная карликовая планета, расположенная не там, а внутри орбиты Нептуна, – Церера. Радиус карликовых планет не превышает 1 000 км. Считается, что за поясом Койпера простирается облако Оорта – сферическая область пространства, которая служит источником посещающих внутренние части Солнечной системы долгопериодических комет. Вот, собственно, и все – довольно просто, не так ли?

Рисунок 4. Мозаичное изображение крабовидной туманности, составленное из 24 снимков, сделанных телескопом «Хаббл»

Последнее, о чем стоит упомянуть перед тем, как мы пойдем дальше, это определение масс и расстояний. На Земле для измерения этих величин мы пользуемся граммами и метрами. Эти единицы измерения выбраны из соображений удобства, нам хочется, чтобы все, с чем мы имеем дело, измерялось в чем-то, что можно посчитать, причем желательно должно хватить пальцев на обеих руках. В граммах и килограммах удобно измерять массу продуктов питания, а в метрах и километрах – расстояние от одного дома до другого. Однако массы и расстояния в космосе настолько огромны, что привычные нам единицы измерения перестают быть информативными. Интуитивно разница между триллионом и квинтиллионом километров совершенно не ощущается, ведь такие цифры в обычной жизни не встречаются. И потому астрономы часто используют специальные единицы. Массу планет принято измерять в массах Земли или Юпитера. Значки для них следующие: M⊕ и MJ соответственно. Массы звезд измеряются в массах Солнца (M⊕). Для определения величины радиусов планет и звезд используют, как вы уже догадались, радиусы Земли (R⊕) и Солнца (R⊙). Но даже это мелочи по сравнению с межпланетными и межзвездными расстояниями. Радиусы орбит планет принято измерять в астрономических единицах. Одна астрономическая единица (1 а. е.) равна среднему расстоянию от Земли до Солнца, что составляет примерно 150 миллионов километров. Между звездами расстояния в сотни тысяч и миллионы раз больше, поэтому для того, чтобы сказать, как далеко от нас расположена, к примеру, Проксима Центавра – ближайшая к Солнцу звезда, – обычно используются световые годы (да, это мера расстояния!) и парсеки (пк). Световой год (св. год) равен пути, который свет проходит за один год, то есть примерно 9,5 триллиона километров, а в одном парсеке содержится 3,26 св. года. В этих единицах расстояние от Солнца до Проксимы Центавра составляет 4,24 св. года, или 1,3 пк. Диаметр Млечного Пути равен 100 000 св. лет. Перевести в километры можете на досуге сами[6].

Глава 2. Астероиды и формирование планетных систем

Я видел дальше других только потому, что стоял на плечах гигантов.

ИСААК НЬЮТОН

Утром 15 февраля 2013 года жители Города услышали громкий рев с неба. Казалось, небеса разверзлись и вот-вот появится знамение, которое точно не будет предвещать ничего хорошего. Кто-то решил, что началась война и в небо уже взмыли военные самолеты, а кто-то подумал об аварии на одном из расположенных в Городе промышленных заводов. Между тем по небу двигался огромный огненный шар, а за ним тянулся шлейф черного дыма. Это был метеорит – заплутавший астероид, завершавший свое долгое космическое путешествие. Вдруг раздался громкий взрыв, и наблюдателей ослепила яркая белая вспышка. Тени домов скользнули по тротуарам и исчезли. Цвет вспышки мгновенно пожелтел, а затем потемнел до оранжевого. Позже выяснится, что на высоте 15 км астероид не выдержал сопротивления атмосферы и разрушился на тысячи мелких осколков. Не одну неделю жители Города и ученые будут искать в его окрестностях оставшиеся от метеорита железные капли.

Подлетая к Земле, астероид был диаметром 20 м и весил 13 000 т. Взрыв высвободил энергию, которая сейчас оценивается в 450–500 кт в тротиловом эквиваленте, что почти в 30 раз превышает мощность атомных бомб, превративших Хиросиму и Нагасаки в радиоактивный щебень. Ударная волна, поразившая Город, существовала 32 с, обернувшиеся бесконечностью для его жителей. Прокатившись по городу, она выбила окна в квартирах и офисах, разбила семейные сервизы, тысячи людей пострадали от острых осколков, многие попали в больницы. Люди с ужасом стояли и смотрели в небеса, а по всему Городу выли автомобильные сирены, мобильные сети не работали, матери не могли дозвониться до своих детей, а те – до родителей. В истории это событие сохранилось как падение Челябинского метеорита.

Астероиды – это каменные глыбы неправильной формы, вращающиеся вокруг Солнца. Размер астероидов мал для того, чтобы они считались планетами, а от комет их отличает отсутствие большого количества льда на поверхности и круглые орбиты. В любую безоблачную ночь вы можете увидеть пронзающие атмосферу «падающие звезды» – это метеоры. Так называют обломки астероидов, которые полностью сгорают при попадании в атмосферу планеты. Метеоритами именуют те части небесных тел, которые достигли поверхности планеты, не разрушившись полностью.

Челябинску, конечно, повезло: будь астероид чуть крупнее или войди он в атмосферу под другим углом, от города могли бы остаться только руины. Челябинский метеорит очень наглядно показал, насколько человечество слабо и беззащитно перед силами природы. Если извержения вулканов и наводнения мы порой способны предсказать и заранее эвакуировать людей, то метеорит может упасть в любую минуту, даже сейчас, в любую точку нашей планеты.

Несмотря на то что астероиды представляют собой потенциальную угрозу, эти тела могут рассказать нам много интересного о Солнечной системе. Пока я пишу эти строки, несколько космических аппаратов исследуют околоземные астероиды. Например, с июня 2018 года японский аппарат «Хаябуса-2» изучает астероид Рюгу, а 31 декабря 2018 года американский аппарат OSIRIS-REx вышел на орбиту вокруг астероида Бенну. Он уже обнаружил кое-что интригующее: выбросы частиц с поверхности астероида – как будто там взрываются гейзеры5, но однозначного объяснения причин этого явления пока нет. «Хаябуса-2» уже взял образцы астероидного вещества, а OSIRIS-REx еще только готовится это сделать. В 2020-х годах аппараты доставят грунт на Землю для более тщательного исследования в лабораториях.

До недавнего времени изучение астероидов ограничивалось лишь теми из них, которые попали на Землю в виде метеоритов. Метеоритное вещество находят повсюду. В Москве, в Институте геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского, например, хранится одна из самых крупных коллекций метеоритного вещества в мире. Здесь можно увидеть такие метеориты, как Ensisheim – первый зарегистрированный в мировой истории метеорит, упавший во Франции в 1492 году; Бородино – метеорит, упавший накануне Бородинского сражения в расположение русских частей; Weston – метеорит, узнав о котором президент США Томас Джефферсон заметил: «Легче поверить в то, что два профессора-янки врут, чем в то, что камни падают с неба»[7]; и конечно же, осколки Челябинского метеорита и многих других.

Мы можем исследовать астероиды не только после того, как они попали на Землю и стали метеоритами, или после того, как образцы их вещества были доставлены на Землю космическими аппаратами. Для изучения состава космических объектов астрономы используют спектральный анализ. Весь свет, который мы можем регистрировать измерительными инструментами или своими глазами, отраженный или излученный, можно разложить на пучки света с одинаковыми длинами и частотами волн2[8]. Частота и длина волны обратно пропорциональны друг другу: чем больше длина волны, тем меньше частота. Пучки света с одинаковой длиной волны воспринимаются нами как имеющие определенный цвет: красный, синий, желтый и так далее. На уроках физики свет обычно раскладывают по длинам волн с помощью призмы, а в природе порой после дождя мы видим радугу – такое же разложение солнечного света. Чем больше длина волны (и меньше частота) в рассматриваемых нами пучках света, тем соответствующий им цвет ближе к красному концу радуги, чем длина волны короче (и больше частота) – тем ближе к фиолетовому. Но как за красным, так и за фиолетовым краем свет не перестает существовать – просто человеческий глаз уже не способен его увидеть. За красным, в сторону увеличения длины волн (и уменьшения частоты), идет сначала инфракрасное излучение, а затем микроволновое и радиоизлучение. За фиолетовым концом цветовой шкалы, в сторону уменьшения длины волн, следуют ультрафиолетовое, рентгеновское, и гамма-излучение. Таким образом, видимый свет – это лишь узкая полоска в куда более широком диапазоне частот электромагнитного излучения.

Но помимо того что свет имеет определенную частоту, он обладает и определенной интенсивностью, которую в каком-то смысле можно понимать как количество фотонов той или иной частоты в воспринимаемом луче света. Например, чем больше интенсивность красного цвета в луче, тем более красным мы будем видеть свет. Совокупность всех длин волн света и соответствующих этим длинам волн интенсивностей называется электромагнитным спектром. Наука, занимающаяся изучением спектров различных веществ, называется спектроскопией; приборы, с помощью которых исследуют спектры объектов, – спектрометрами.

Существованием спектроскопии мы обязаны тому факту, что атомы разных веществ по-разному взаимодействуют со светом: некоторые атомы поглощают частоты, а некоторые – отражают. Когда определенная частота падающего излучения поглощается, в спектре – в месте, соответствующем отсутствующей частоте, – появляется черная линия поглощения. Расположение и количество этих линий говорит о химическом составе вещества, а их интенсивность – о концентрации тех или иных атомов. Например, уже полученный спектр света, отраженного от поверхности астероида Рюгу, показывает, что его химический состав близок к составу первичного вещества Солнечной системы. Это означает, что в Рюгу буквально вморожены частицы пыли, которые остались с тех времен, когда около Солнца еще не было планет, а был лишь огромный газопылевой протопланетный диск. Анализ спектров используется не только в астрофизике, но лишь в астрофизике он имеет такое важное значение. По сути, большинство наших знаний о Вселенной так или иначе связано с анализом спектров космических объектов.

Рисунок 5. Фотография ядра кометы Чурюмова – Герасименко, полученная бортовой камерой «Розетты»

Космические аппараты побывали уже на всех типах тел Солнечной системы. Недавно состоялась историческая посадка на комету. В 2014 году спускаемый модуль «Филы» космического аппарата «Розетта» успешно приземлился на поверхность ядра кометы Чурюмова – Герасименко. Ему немного не повезло: при посадке он оказался в зоне тени и не смог пополнить заряд аккумуляторов с помощью солнечных панелей. Однако на том заряде, что у него был, «Филы» успел собрать и передать на Землю данные, полученные встроенными в него научными приборами, выполнив тем самым основную часть своей миссии.

Успехи в таких невероятно сложных миссиях, как «Розетта», «Хаябуса-2», OSIRIS-REx, очень важны, поскольку они означают, что человечество обладает технологиями и умениями, необходимыми для исследования далеких космических объектов. По этим миссиям историки будущего будут изучать нашу космическую экспансию.

Сложность каждой миссии можно оценить хотя бы по следующему описанию. Буквально через месяц после того, как «Филы» перешел в режим энергосбережения, к астероиду Рюгу отправилась «Хаябуса-2». Большая полуось орбиты астероида Рюгу равна 1,18 а. е. Из-за значительного эксцентриситета (степень вытянутости) орбиты в перигелии Рюгу оказывается внутри орбиты Земли, а в афелии[9] – дальше Марса. Таким образом, «Хаябуса-2», прежде чем достигла цели, пролетела 3,2 миллиарда километров (почти 21,5 а. е.) за 3,5 года! Это больше, чем расстояние от Солнца до Урана.

Почему же «Хаябуса-2» летела так долго и преодолела такое значительное расстояние? Из геометрии мы знаем, что самый короткий путь между двумя точками – прямая. На Земле путь по прямой оказывается чаще всего и самым быстрым. Но если дорогу вам преграждает, скажем, гора, гораздо меньше сил и энергии вы затратите, если эту гору обойдете, нежели если будете карабкаться по ней вверх, а потом вниз. Часто вы выбираете обходной путь, даже если на него требуется больше времени. Примерно так же рассуждают инженеры, только для них затраченная на доставку космического аппарата к астероиду энергия конвертируется в топливо, а в конечном счете – в деньги.

Для того чтобы достигнуть небесного тела наикратчайшим путем – по прямой, – космическому аппарату потребуются очень большие запасы топлива, и обойдется это невероятно дорого. В целях экономии инженеры максимально используют гравитационные маневры. Суть этих маневров состоит в том, чтобы за счет своевременного включения двигателей аппарат мог «оттолкнуться» от массивного тела, такого как планета, и изменить свою орбиту на более подходящую, затратив при этом минимальное количество топлива. Обычно гравитационные маневры совершаются в перицентре орбиты аппарата вокруг массивного тела[10]. В этой точке аппарат имеет наибольшую скорость, и даже малое ускорение может кардинальным образом изменить его орбиту. Перемещаясь с орбиты на орбиту с помощью таких маневров, космические аппараты успешно путешествуют по Солнечной системе. Однако каждый оборот на промежуточной орбите может занимать годы, что сильно увеличивает длительность полета. «Хаябуса-2» во время своего путешествия совершила один гравитационный маневр возле Земли и трижды ускорялась, сменив три орбиты.

Помимо дистанционного исследования Рюгу с помощью бортовых камер и научных приборов, «Хаябуса-2» сбросила на астероид четыре небольших мобильных модуля, которые успешно достигли его поверхности. Таким образом, «Хаябуса-2» стала первым космическим аппаратом, спускаемые модули которого совершили посадку на астероид[11]

Примечания