В конце 1970-х гг. благодаря работам Гордона Уолкера и его ученика постдока[20] Брюса Кэмпбелла был совершен прорыв в области измерения лучевых скоростей. Они предложили поместить между излучаемым звездой светом и детектором телескопа контейнер с известным газом. Подобно атмосфере звезды, атомы газа поглощают свет в определенных интервалах длин волн. Таким образом, мы получаем уникальный отпечаток звезды из перекрывающих ее свет темных полос. Когда свет от звезды смещается к красному или синему концу спектра в результате воздействия обращающейся вокруг нее планеты, газовый отпечаток выступает в качестве опорной точки — своего рода нулевой отметки на линейке, относительно которой можно измерить это отклонение. Большим преимуществом было то, что и контрольная точка, и свет звезды могли фиксироваться одновременно. Это позволяло избежать тех больших погрешностей, которые прежде возникали из-за невозможности обеспечить полную неподвижность аппарата между замерами.
Сначала в качестве контрольного газа Уолкер и Кэмпбелл решили выбрать фтороводород, так как он имеет взаимно разнесенные длины волн поглощения, которые могут быть четко выделены. У фтороводорода есть ряд недостатков, например высокая токсичность и коррозийность. Кроме того, после каждого сеанса наблюдения газовый контейнер приходилось перезаряжать. Описывая новый инструмент в 2008 г., Уолкер заметил, что «по правде говоря, работать с ним было просто небезопасно».
Но как бы опасен он ни был, новый инструмент обеспечил нужный результат. Предложенная конструкция позволила повысить точность измерения лучевой скорости звезд в сто раз — почти до 10 м/с. И хотя впоследствии исследователи все-таки заменили опасный фтороводород газовым контейнером с йодом, достигнутой благодаря ему точности было достаточно для обнаружения внесолнечных планет в течение десятилетия до первого сообщения о планете рядом с пульсаром. Получилось это не сразу, но к цели своей ученые подобрались близко.
Исследователи установили контейнер с фтороводородом на 3,6-метровый канадско-французско-гавайский телескоп на горе Мауна-Кеа на Гавайях. Предположив, что новый метод способен выявлять юпитероподобные планеты на орбитах с периодом более десятилетия, Уолкер, Кэмпбелл и их коллега астроном Стефенсон Янг начали наблюдение за 23 звездами. Наблюдение велось на протяжении 12 лет ежегодно в течение нескольких ночей. В 1988 г. исследователи решили обобщить результаты за первые шесть лет. В данных по семи звездам содержались признаки возмущений, которые могли быть вызваны воздействием планет. Одной из этих семи звезд была γ Цефея. Как и в случае с большинством первых обнаруженных планет, объект, обращавшийся вокруг нее, поначалу не восприняли всерьез просто из-за того, что он казался слишком странным.
При наблюдении за γ Цефея выяснилось, что это двойная звездная система, находящаяся на расстоянии около 45 световых лет от нас в созвездии Цефей, названном так в честь царя из древнегреческого мифа. Период обращения звезд-компаньонов был дольше времени, выделенного на обзорное исследование неба в поисках планет, поэтому в поле зрения астрономов попала только часть их орбит. Основываясь на полученных данных, исследователи заключили, что звезды совершают полный оборот друг вокруг друга за 30 лет. Также были зафиксированы колебания их скорости с амплитудой 25 м/с, повторяющиеся каждые 2,7 года. Если в публикации 1988 г. эти колебания еще рассматриваются как признак «возможного соседства третьего тела», то к моменту завершения обзора в 1995 г. исследователи стали более осторожны в оценках.
Считалось, что более крупная из двух звезд системы — γ Цефея — представляет собой расширяющуюся гигантскую звезду, вступившую в завершающую стадию своей эволюции. Престарелые звезды такого типа отличаются своевольным нравом, проявляющимся, например, в виде пульсаций во внешних слоях, что очень похоже на колебания под влиянием планеты. Сама возможность вращения планеты вокруг двойной звездной системы казалась маловероятной. Еще менее вероятным казалось то, что орбита планеты, которая по всем признакам должна была быть газовым гигантом, могла проходить ближе к звезде, чем орбита любой планеты в нашей Солнечной системе. Учитывая тогдашнее более чем скептическое отношение к поиску планет, существование такого тела казалось слишком экзотичным, чтобы в него можно было поверить. Но этот вывод оказался ошибочным.
Еще через 10 лет новые наблюдения за γ Цефея показали, что в действительности двойная орбита в два раза длиннее, чем считалось, а бóльшая из двух звезд еще не превратилась в своевольного гиганта. Все сомнения развеялись, и в 2003 г. было объявлено об обнаружении газового гиганта с массой, равной 3–16 массам Юпитера (в зависимости от неизвестного угла наклона орбиты), обращающейся вокруг звезды большего размера по орбите с периодом 2,48 года на расстоянии немногим более 2 а.е. Если бы о находке заявили в 1988 г., она бы стала первой открытой внесолнечной планетой. Тем не менее ее открытие положило начало использованию метода, позволившего впоследствии обнаружить тысячи других миров.
Если бы γ Цефея была одиночной звездой, скорее всего, к признакам, указывающим на вращающуюся вокруг нее планету, отнеслись более серьезно. Но действительно ли наличие звезды-компаньона является негативным фактором для формирования планет?
В созвездии Телец существует несколько сотен новорожденных звезд, окруженных газовыми облаками так называемого комплекса Тельца–Возничего. Чтобы рядом с любой из этих звезд возрастом всего 1–2 млн лет образовались планеты, она должна быть окружена пылевым протопланетным диском. Анализ данных по 23 молодым звездам, обращающимся вокруг по крайней мере одного звездного компаньона, показал, что приблизительно у трети из них имеется диск. Это значит, что вокруг них диски формируются в два раза реже, чем вокруг одиночных звезд. Оказалось, что наличие звезды-компаньона отрицательно сказывается на процессе планетообразования еще до начала формирования планет.
Степень влияния зависит от расстояния между звездами. Если оно меньше 30 а.е., протопланетные диски практически отсутствуют, за исключением немногочисленных случаев, когда диски окружают обе звезды. И наоборот, при расстоянии более 300 а.е. влияние звезды-компаньона на частоту формирования диска, судя по всему, сходит на нет. В промежутке между этими двумя расстояниями диски встречаются реже, чем при наблюдении за одиночными звездами, что свидетельствует об их рассеивании под влиянием звезды-компаньона.
Но если звезда-компаньон препятствует образованию протопланетного диска, то уж на процессе формирования и роста планет ее влияние должно сказываться еще сильнее. В ходе изучения звезд с помощью телескопа «Кеплер» было установлено, что для исключения негативного влияния компаньонов на формирование планет расстояние между звездами должно составлять не менее 1500 а.е. Это не значит, что при меньшем расстоянии мы не обнаружим планет — они,
