Вселенная, жизнь, разум

Другое дело, если такой телескоп помещен на космической станции. Атмосферные помехи, о которых шла речь, уже не будут мешать наблюдениям. Это, конечно, не означает, что можно будет раздельно наблюдать (например, фотографировать) сколь угодно близкие друг к другу звезды. Существует и здесь предел, обусловленный волновой природой света. Ввиду дифракции на оправе объектива телескопа каждая звезда в фокальной плоскости последнего даст систему колец конечной толщины. По этой причине предельное угловое «разрешение» телескопа пропорционально отношению длины волны света к диаметру объектива. Например, для синих лучей при диаметре объектива 1 м предельное угловое расстояние между звездами, при которых их еще можно наблюдать раздельно, будет меньше 0,1 сек. дуги. Применение специальных приборов — интерферометров — позволяет измерять углы даже в 0,01 сек. дуги.

Звездная величина большой планеты, сходной с Юпитером, находящейся на расстоянии одной астрономической единицы от звезды, похожей на Солнце и удаленной от нас на расстояние 10 пк, будет около 24.

# На рис. 40 показана мощность излучения Солнца и Юпитера в разных диапазонах спектра. В оптическом диапазоне различие в миллиард раз, в инфракрасном около волны 30 мкм — всего в 10 тысяч раз. В США заканчивается подготовка к запуску телескопа с зеркалом 2,4 м, с помощью которого, вероятно, удастся обнаружить планеты около ближайших звезд. Космический инфракрасный телескоп с раскрывающимся рефлектором диаметром около 15 м способен обнаружить юпитероподобные планеты в пределах десятка световых лет от нас #.

Приведенные выше соображения относятся к оценке возможности наблюдать планетные системы на расстояниях 10 пк и больше. Ну, а если планетная система находится «совсем близко», на расстоянии 1,5–2 пк? На таком расстоянии от нас находится столь малое число звезд, что их можно буквально пересчитать по пальцам. Казалось бы, вероятность обнаружения планетных систем у наших ближайших соседей должна быть весьма незначительной. Тем большее значение имеет исключительно важное исследование известного американского астронома ван де Кампа, касающееся одной из наиболее близких к нам звезд — знаменитой «летящей звезды Барнарда».

Эта замечательная звезда находится в созвездии Змееносца и отличается самым большим собственным движением среди всех известных звезд. По этой причине она и получила свое необычное название. Хорошо известно, что звезды только в первом приближении можно называть «неподвижными», т. е. не меняющими своего положения друг относительно друга. В действительности из-за того, что они движутся в пространстве с относительными скоростями порядка десятков километров в секунду, их взаимное расположение очень медленно меняется. Однако по причине огромной величины межзвездных расстояний угловое перемещение по небесной сфере за год (а это и есть «собственное движение») даже для самых близких звезд очень редко превышает 1 с. Для звезды Барнарда эта величина равна 10,3 с в год. Это означает, что за 180 лет она переместится по небу на величину лунного диаметра, который, как известно, близок к 1/2 градуса. Столь большое собственное движение этой звезды объясняется, прежде всего, тем, что после тройной системы Центавра звезда Барнарда является нашей ближайшей соседкой. Расстояние до нее всего лишь 1,8 пк. Это очень слабый красный карлик спектрального класса M5, радиус которого в 6 раз меньше солнечного, а масса составляет 15 % солнечной массы.

Многолетние наблюдения ван де Кампа привели к открытию у этой звездочки невидимого спутника рекордно малой массы. На протяжении 25 лет американский астроном получил около 2000 фотографий этой звезды. Годичному собственному движению исследуемого объекта соответствовало смещение положения изображения на фотографии на 0,546 мм. Тщательные измерения «траектории» звезды Барнарда по отношению к соседним звездам позволили обнаружить волнообразный характер движения.

На рис. 41 приведены усредненные результаты этих измерений по двум небесным координатам — прямому восхождению и склонению. Из этого рисунка отчетливо видны периодические колебания собственного движения звезды Барнарда, причем период близок к 24 годам. Для того чтобы почувствовать малость измеряемого эффекта, на рис. 41 в верхнем правом углу приведен масштаб, равный 0,01". Такие периодические изменения собственного движения могут быть объяснены наличием «легкого» невидимого спутника. Зная массу звезды и период обращения, можно определить из третьего закона Кеплера большую полуось орбиты спутника, которая оказывается равной 4,4 астрономической единицы. На таком расстоянии полуось орбиты была бы видна под углом 2,4". Сама звезда движется с тем же периодом вокруг центра масс системы, причем максимум ее углового смещения должен быть во столько раз меньше 2,4", во сколько раз ее масса больше. Отсюда следует, что масса невидимого спутника должна быть почти в 100 раз меньше, чем масса самой звезды Барнарда.