изображение, получаемое лучами, проходящими через такую турбулентную атмосферу, будет непрерывно «дрожать». То есть оно получится нерезким. Размытые изображения, мерцания, вызванные турбулентной атмосферой, ее тепловой шум оказывают влияние на наблюдения в инфракрасном диапазоне. Поэтому угловое разрешение, необходимое для определения местонахождения планет, не достигается. В таких измерениях реально можно получить угловое разрешение не более 1–2ґґ. Это очень малое разрешение! Для сравнения скажем, что сейчас в астрономии идет речь уже не об одной угловой секунде, а о ее тысячных долях. Выход из данного положения только один: надо измерения проводить за пределами земной атмосферы, то есть телескоп надо поднимать в космос. При этом также имеются некоторые сложности, в описание деталей которых мы входить не будем. Тем более что специалисты нашли способ от них избавиться. Имеется еще одна возможность вполне надежного определения местонахождения планет в том случае, если проводить измерения за пределами земной атмосферы. Для этого надо использовать не один инфракрасный телескоп, а сразу два, соединенных в общую схему. Включенные соответствующим образом два телескопа составляют вместе интерфейсный космический интерферометр, конструкция которого предложена Брейсуэллом, имеет базу, равную примерно 10 метрам. База интерферометра отстраивается таким образом, чтобы минимум (ноль) в интерференционной картине находился на звезде, а максимум совпадал с планетой. Далее необходимо ось вращения интерферометра направить на звезду. В этом случае сигнал от планеты не может быть постоянным, он будет изменяться с изменением частоты вращения интерферометра. Специалисты говорят, что он будет промодулирован частотой вращения интерферометра. Скорость вращения интерферометра задаем мы сами, поэтому она нам известна с достаточно высокой точностью. Следовательно, мы заранее знаем, какой должна быть модуляция сигнала от звезды. Именно этот факт позволяет надежно обнаружить изменяющийся сигнал от планеты, поскольку он регистрируется на фоне неизменных сигналов от неподвижных звезд.
Возможность таких измерений сигналов от планет очень обнадеживает. Однако надо иметь в виду, что интерферометр должен быть направлен с высокой точностью именно так, как это было описано выше. Наводка максимума интерференционной картины строго на планету не может быть осуществлена заранее, поскольку заранее не известно положение планеты. Поэтому выбор необходимой базы интерферометра, которая удовлетворяла бы указанным выше условиям эксперимента, является делом непростым. Наводка должна проводиться в космосе после того, как будет установлено направление на планету. Для регистрации слабых радиосигналов чаще всего используют метод накопления. Чем слабее сигналы, тем более продолжительным должно быть время. Естественно, что в течение всего этого времени интерферометр должен быть стабилизирован с очень высокой точностью. Это технически осуществить тоже непросто.
Мы привели основные моменты, связанные с измерениями за пределами земной атмосферы, в том числе и для того, чтобы у читателя не сложилось впечатление, будто вынос аппаратуры в космос решает все проблемы и при этом экспериментаторы получают одни плюсы. В большинстве случаев к аппаратуре, которая предназначена для работы в космосе, предъявляются бульшие требования, чем к «земной». Это касается и надежности ее работы, и малой энергоемкости, и способности работать в автоматическом режиме (без человека), и еще многого-многого другого. Но зато она позволяет получить качественно новую информацию. Так и проявляется научно-технический прогресс в этой области исследований.
Можно попытаться установить наличие планеты вблизи звезды, измеряя светимость звезды в то время, когда по ее видимому диску проходит планета. Ясно, что для этого надо находиться в той же плоскости, в которой планета обращается вокруг звезды (в плоскости эклиптики). Тогда мы будем «видеть», как планета проходит вдоль средней линии звезды — ее экватора. Это идеальные условия для проведения таких измерений. Если мы находимся на некотором небольшом удалении от плоскости эклиптики, когда «видим» планету проходящей севернее или южнее экватора звезды, то в таких условиях измерения также возможны, хотя время покрытия диска звезды планетой будет меньше. Если же планета для нас проектируется недалеко от полюса звезды, то время покрытия слишком мало. Такие эксперименты специалисты назвали наблюдениями планет «с ребра», поскольку при этом наблюдения ведутся не сверху и не снизу по отношению к плоскости, а с ребра. Одно из ограничений этого метода состоит в том, что у нас нет возможности поставить те планеты, которые подлежат наблюдению, на ребро. Мы должны довольствоваться тем их положением, какое есть. Поэтому число планет, которое можно исследовать таким образом, невелико; из 100–200 планетных систем всего одна оказывается в таком положении, которое позволяет вести наблюдение с ребра. Другими словами, вероятность того, что при одноразовом наблюдении мы попадаем именно на такую планетную систему, ничтожно мала. Но если наблюдения вести непрерывно в течение примерно трех лет, то эта вероятность приближается к единице. Но при этом само собой понимается, что наблюдения проводятся на соответствующей аппаратуре, обладающей достаточным угловым разрешением, точностью измерений, надежностью и т. д.
Что же надо измерять при покрытии планетой звезды? Надо измерять те параметры звезды, которые могут измениться в результате такого покрытия. Это блеск звезды и показатель ее цвета. Уменьшение блеска звезды тем больше, чем большая часть ее видимого диска закрыта планетой. В настоящее время разработана методика таких измерений и обработки данных измерений. Одновременное измерение показателя цвета звезды также дает дополнительную информацию о прохождении планеты по видимому диску звезды. Дело в том, что цвет звезд различен в разных частях видимого диска. Это различие выражается в том, что чем ближе к краю видимого диска звезды, тем меньше излучение звезды. Этот эффект получил название потемнения блеска звезды к краю. Но оказывается, что это потемнение для лучей разных цветов происходит с разной скоростью. Так, интенсивность красных лучей по мере приближения к краю диска (лимбу) уменьшается быстрее, чем интенсивность синих лучей.
Поэтому, когда планета находится на диске звезды вблизи ее лимба, цвет звезды изменится в синюю сторону (красного стало меньше), а когда планета продвигается к центру — в красную сторону. Было оценено, что если планета проходит по диску звезды вдоль ее экватора, показатель цвета может изменяться от лимба к центру звезды на 0,7 %. Эти изменения, если они будут измерены, благодаря их симметричной форме могут быть интерпретированы как результат прохождения планеты по видимому диску звезды. Проводится также поиск планет, которые находятся на самых разных стадиях своей эволюции. Их называют протопланетны-ми образованиями (облаками). Поиск ведется главным образом в инфракрасном диапазоне, хотя эти облака можно наблюдать и в радиодиапазоне. Протопланетные облака, как правило, ищут там, где происходит образование звезд.
Что конкретно можно сказать о результатах поиска планет? Исследовались системы, состоящие из двух объектов. Одним объектом является видимая звезда, а вторым объектом — невидимая. Невидимый объект оказывает влияние на движение видимой звезды и тем самым обнаруживает себя. Разными исследователями обследовалось определенное количество таких двойных систем. Оказалось, что в большинстве случаев невидимыми компаньонами видимых звезд являются также звезды и реже субзвезды. Но все-таки у двух систем компаньонами звезд являются, видимо, планеты. Одна из этих двух звезд — звезда Барнарда, которая имеет очень большую угловую скорость движения, достигающую 10,31 угл. сек/год. За это она была названа летящей звездой. Ван-де-Камп проанализировал информацию о положении этой звезды более чем за 60 лет, начиная с 1916 года. Эта информация хранится на фотопластинках (всего 3026 штук), полученных на 61-сантиметровом рефракторе. Тщательный анализ движения летящей звезды по этим данным показал, что на 2400 пластинках содержатся свидетельства изменения положения звезды, которые повторяются с периодом в 25 лет. Эти изменения движения звезды могут быть обусловлены ее обращением вокруг общего барицентра всей системы (звезда плюс невидимые для нас планеты). Изменения в угловой скорости достигают 4·102 угл. сек. Звезда находится на расстоянии 1,81 парсек от Солнца. Масса ее мала и составляет 0,14 от массы Солнца. Поэтому она легко поддается действию на нее планет, в результате чего изменяется ее скорость. Анализ указанных данных показывает, что эти изменения в движении могли бы вызываться двумя планетами, массы которых составляют 0,8 и 0,4 массы Юпитера. Периоды обращения этих планет должны быть равны 11,7 и 26 лет. Большие полуоси орбит двух планет составляют примерно 2,7 и 3,8 а. е. Смещение звезды под действием этих планет должно составить 0,0114 а. е. Такая интерпретация не вполне однозначная. Такие же изменения в движении звезды могут вызвать три планеты, но уже с другими характеристиками. В данном случае это не так важно. На первом этапе чрезвычайно важно удостовериться хотя бы в принципиальном наличии планет у звезды.
Приведенные результаты у некоторых ученых вызывают сомнения. Это относится не к самому многолетнему, очень трудоемкому анализу и обработке фотопластинок, которые были выполнены
