между планетами и звездами. Но коль скоро это так, то естественно допустить, что существуют и такие системы, в которых меньшие компоненты уже настолько малы, что достигают планетных размеров. В этом смысле одиночные звезды с планетными системами можно рассматривать как предельный случай кратных систем с очень малыми массами компонент. С другой стороны, как мы видели, и в самих кратных системах могут существовать планеты, обращающиеся сразу вокруг обеих звезд, в случае тесных пар, или вокруг каждого из компонент кратной системы, в случае достаточно широких систем. Наконец, наличие богатых семейств спутников у больших планет нашей Солнечной системы тоже говорит о том, что процессы фрагментации при образовании небесных тел, по-видимому, достаточно типичны и должны приводить к образованию планетных систем у звезд.
Но все это качественные соображения. В последние годы они получили наблюдательное подтверждение, когда с помощью инфракрасных наблюдений (главным образом, на спутнике «ИРАС») вокруг многих звезд были обнаружены пылевые оболочки, часть из которых представляют собой формирующиеся протопланетные диски.
Разумеется, наибольший интерес представляет непосредственное обнаружение уже сформировавшихся планетных систем у других звезд. Эта проблема давно привлекает внимание астрономов. До самого последнего времени она казалась практически неразрешимой. Было предложено немало остроумных методов обнаружения планет у других звезд, однако достигнутой точности измерения было недостаточно, чтобы реализовать их на практике. Прорыв был достигнут в 90-х годах XX века, и это сразу привело к обнаружению планет у большого числа звезд.
Отметим, что непосредственно наблюдать планеты даже у самых близких к нам звезд с помощью современных телескопов практически невозможно. Это связано не только с очень малым световым потоком (световой поток от Венеры приблизительно в миллиард раз меньше светового потока от Солнца), но и с гем, что планета расположена от нас почти точно в том же направлении, что и ее звезда. При таких условиях слабое излучение планеты будет теряться в ослепительных лучах ее собственной звезды. Чтобы «убрать» излучение звезды, можно использовать «звездный коронограф», в котором излучение звезды экранируется аналогично тому, как это делается в солнечных коронографах, позволяющих наблюдать солнечную корону вне затмения. Правда, надо иметь в виду, что соотношение яркостей солнце/корона на много порядков ниже (благоприятнее для наблюдения), чем соотношение звезда/планета. Но убрать звездный свет еще недостаточно, надо суметь разделить изображение звезды и планеты. Для ближайших звезд (и только для них!) это возможно. Однако «звездные коронографы» пока не созданы, и реальные возможности связывают с косвенными методами обнаружения планет. Основные из них — астрометрический метод и метод лучевых скоростей.
Астрометрический метод состоит в измерении периодических колебаний положения звезды на небесной сфере, обусловленных ее вращением вокруг центра масс системы звезда-планета. Вследствие собственного движения звезды (точнее звезды вместе с ее планетной системой) в пространстве, центр тяжести движется по небесной сфере, «выписывая» плавную траекторию, а звезда из-за вращения вокруг центра масс описывает волнистую линию вокруг этой траектории. Колебания звезды (амплитуда волнистой линии) тем больше, чем больше масса планеты по отношению к массе звезды. Этот метод успешно применяется для обнаружения невидимых темных компонент в двойных звездах. Но обнаружение планет из-за их малой массы значительно труднее. Для наземных наблюдений обнаружение планет этим методом находится на пределе чувствительности современной аппаратуры.
Метод лучевых скоростей состоит в измерении смещения спектральных линий в спектре звезды. При вращении вокруг общего центра масс системы звезда в течение одной половины периода удаляется от наблюдателя, а в течение другой половины — приближается к нему. Соответственно, спектральные линии смещаются то в красную, то в синюю область спектра. Измеряя эти смещения, можно установить наличие планет, определить период их обращения, массу и другие параметры. Именно с помощью э того метода и были открыты первые планеты у других звезд.
История обнаружения планет полна драматическими моментами. В 1960-х годах известный американский астроном Ван де Камп сообщил об обнаружении планетной системы у Летящей звезды Барнарда в созвездии Змееносца. Она названа так потому, что в сравнении с другими звездами очень быстро перемещается (как бы летит) по небесной сфере; угловое перемещение, или, как говорят астрономы, собственное движение звезды Барнарда составляет 10 угловых секунд в год! Столь значительное собственное движение указывает на то, что звезда Барнарда находится близко от Солнечной системы, откуда мы ведем свои наблюдения. Действительно, это третья по близости к нам звезда (после Проксимы и Альфы Центавра), расстояние до нее составляет 1,8 парсека или около 6 св. лет. По физическим характеристикам звезда Барнарда — красный карлик спектрального класса М5 с массой равной 0,15 массы Солнца. На основе многолетних наблюдений Ван де Камп обнаружил периодические колебания положения звезды, которые он объяснил наличием невидимого спутника звезды (планеты) с массой в полтора раза больше массы Юпитера, обращающегося вокруг нее по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом около 25 лет.
Открытие Ван де Кампа но времени совпало с началом радиопоисков внеземных цивилизаций. То обстоятельство, что планета была обнаружена у одной из наиболее близких к нам звезд, говорило о том, что планетные системы должны быть распространенным явлением. Это внушало оптимизм и в отношении поиска сигналов. Несколько странным казался большой период и сильно вытянутая эллиптическая орбита, больше напоминающая орбиты комет. Когда эта проблема обсуждалась на 1-м Всесоюзном совещании по писку внеземных цивилизаций (1964 г.), проф. Б. В. Кукаркин обратил внимание на то, что наблюдаемая картина может быть следствием наличия не одной, а нескольких планет у звезды Барнарда. В качестве иллюстрации он рассмотрел, как бы выглядела Солнечная система при наблюдении подобным же методом с другой звезды. Поскольку периоды двух наиболее массивных планет Солнечной системы — Юпитера и Сатурна примерно соизмеримы (пять оборотов Юпитера составляют 59,3 года, а два оборота Сатурна — 58,9 года), то предполагаемые астрономы с другой звезды из анализа собственного движения Солнца могли бы заключить о наличии около него одной планеты-гиганта, движущейся по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом около 60 лег. Конечно, если бы инопланетные астрономы увеличили точность своих наблюдений, то, обнаружив более тонкие эффекты в движении Солнца, они могли бы установить истинную картину строения Солнечной системы. Нечто похожее, казалось, произошло и со звездой Барнарда. Повторный более точный анализ длительных рядов наблюдений позволил Ван де Кампу выделить в системе Летящей звезды Барнарда две планеты с массами 1,1 и 0,8 массы Юпитера, обращающихся вокруг звезды по почти круговым орбитам с периодом 26 и 12 лет на расстоянии от звезды 4,7 и 2,8 а. е. Последующие исследования позволили выделить еще одну — третью планету, причем
