Мы живем на крошечной зеленой планетке с единственной луной, вращающейся вокруг желтой звезды с несколькими менее приветливыми камнями поблизости и еще менее приветливыми газообразными шарами чуть поодаль, которые назвали в честь всяких мифических божеств. Исследуя все более удаленные регионы космоса, мы безнадежно пытаемся найти другие звездные системы, которые могли бы вмещать приятные для жизни миры. Высоко оценивая эти попытки и понимая, как нам повезло жить в нашей системе, мы, между делом, можем исследовать прочие возможные и безумные сценарии о том, насколько другой могла бы быть наша Солнечная система.

В загадочных глубинах Вселенной, где звёзды формируются из молекулярных облаков, достаточно богатых тяжёлыми элементами, возможно образование каменистых планет с необходимыми ингредиентами для возникновения на них жизни. Поиск жизни за пределами Земли – будь то в пределах нашей Солнечной системы или на планетах других систем Млечного Пути – является одним из пресловутых святых Граалей науки XXI века. Чуть более 30 лет назад мы знали о планетах только в пределах нашей Солнечной системы; сегодня, во многом благодаря транзитным методам и космическим обсерваториям, таким как Kepler и TESS, число известных экзопланет превышает 5000 и продолжает расти.

Но стоит задуматься о том, что мы упускаем. Наши поиски экзопланет позволили обнаружить большое их количество с самыми разными массами и размерами, но почти все они были найдены вокруг одиночных звёзд: звёзд, у которых нет своего компаньона или звёзд, существующих в рамках многозвёздной системы. Существует, возможно, около дюжины известных планет с кратной орбитой: экзопланет, вращающихся вокруг двух звёзд на гораздо большем расстоянии, чем расстояние, разделяющее две центральные звезды. Однако в системах, составляющих ~50% всех звёзд Вселенной, мы обнаружили всего ~0,2% планет, что говорит о том, что мы чего-то не знаем.

Вот одна новая, впечатляющая идея, которая может закрыть этот пробел, помогая нам искать планеты в многозвёздных системах с гораздо большей результативностью. Прежде чем мы начнём, важно понять две вещи:
1. Планеты могут формироваться и существовать только в достаточно стабильных с гравитационной точки зрения местах. Если комбинация гравитационных сил либо выбросит, либо разорвёт планету за время, меньшее, чем время существования данной звёздной системы, мы не можем обоснованно ожидать, что найдём там планеты.
2. Половина всех звёзд принадлежат к многозвёздным системам; только 50% звёзд существуют в системах, подобных нашей Солнечной системе: с одной звездой. Тем не менее, ~99,8% обнаруженных планет были найдены вокруг одиночных звёзд, что указывает на огромную погрешность в наших текущих методах поисков.

Существует ряд методов, которые мы используем для поиска экзопланет, или планет вокруг звёзд, отличных от нашей собственной. Есть прямая визуализация: она полезна для больших планет, которые достаточно удалены от своих родительских звёзд. Существует метод оценки колебания звёзд (или метод радиальной скорости), при котором гравитационное воздействие на звезду со стороны её орбитальной планеты возмущает движение звезды вдоль нашей линии видимости регулярным образом, что полезно для достаточно массивных планет на достаточно близких орбитах вокруг их родительских звёзд. Но самым успешным методом поиска планет является транзитный метод, который позволяет обнаружить присутствие планет, когда они проходят перед своими родительскими звёздами и блокируют часть света, излучаемого ими.

Работает это следующим образом: мы наблюдаем за звездой в течение длительных периодов времени, измеряем её световой поток, ищем «провалы» в наблюдаемом потоке с течением времени.

Конечно, существует множество возможных причин для появления таких провалов. Интересующая нас причина – существование экзопланеты, проходящей по орбите перед родительской звездой, – будет влиять на провалы светового потока определённым образом. Если поток уменьшается регулярно, с постоянным периодом, на одну и ту же небольшую величину, которая может соответствовать размеру планеты, то это отличный планетарный кандидат. Если последующие измерения спектра звезды покажут, что её спектральные характеристики периодически смещаются от красного к голубому и обратно в соответствии с периодом уже наблюдаемых провалов потока, то это будет золотым стандартом для подтверждения транзитной экзопланеты.

Но хотя повторяющиеся провалы светового потока являются отличным способом обнаружения экзопланет, просто увидеть их в данных недостаточно для того, чтобы заявить, что у нас есть подтверждённая экзопланета. Это лишь выявляет кандидата в экзопланеты; для того чтобы перевести кандидата в статус подтверждённой экзопланеты, необходимо какое-то дополнительное независимое измерение. И, как и следовало ожидать, некоторые кандидаты не дотягивают до этого уровня.

Одним из сбивающих с толку факторов является собственная изменчивость звёзд. Обычно мы представляем звёзды такими же, как наше Солнце: его яркость остаётся относительно постоянной с поразительной точностью. Из-за солнечных пятен, вариаций температуры и плотности плазмы, а также вспышек и выбросов массы, яркость Солнца может отличаться от среднего значения на ~0,14%. У других звёзд бывают большие колебания яркости, поскольку их атмосферы могут меняться, они могут вспыхивать чаще и регулярнее, чем Солнце, и выбрасывать пыль, заслоняя звезду. Это может привести к ложным срабатываниям: кандидаты в экзопланеты, которые вообще не имеют никакого отношения к планетам, а просто отражают изменчивые свойства звезды, за которой мы наблюдаем.

Второй сбивающий фактор – это потенциальное наличие бинарного компаньона. Когда мы смотрим на звезду с очень большого расстояния, велика вероятность того, что в этой системе более одной звезды, но из-за огромного расстояния мы не можем их различить. Если две звезды движутся в плоскости, перпендикулярной линии нашего взгляда, то два независимых звёздных диска не будут накладываться друг на друга. Но если плоскость их взаимной орбиты окажется к нам ребром, и их диски будут накладываться друг на друга, то в световом потоке будут наблюдаться регулярные провалы, поскольку две звезды будет не всегда видны полностью одновременно.

Последняя конфигурация известна под названием затмевающей бинарной системы и представляет собой самый распространённый источник помех в современной охоте за экзопланетами. В ходе миссии НАСА «Кеплер» – самой успешной миссии по поиску экзопланет всех времён – примерно половина всех кандидатов в экзопланеты «Кеплера» оказались вовсе не планетами, а скорее представляли собой один из сбивающих с толку факторов, перечисленных выше. Почти все кандидаты в экзопланеты, планетная природа которых в итоге не подтвердилась, в итоге оказались затмевающими бинарными звёздами: двойные звёзды со значительным перекрытием орбит на линии нашей прямой видимости.

Это не должно вас удивлять. Если мы ищем сигнал транзита планеты перед звёздным диском, то понятно, как подобная геометрия системы, в которой присутствует более крупный, массивный и светящийся объектом, может привести к «ложному срабатыванию». На самом деле, несмотря на то, что 50% ложных срабатываний может показаться неприемлемо высоким, миссия «Кеплер» стала прорывом по сравнению с предыдущими исследованиями экзопланет. До миссии «Кеплер» около 90% всех кандидатов в экзопланеты не подтверждались; так что то, что только 50% оказались затмевающими двойными звёздами – это замечательно!

У затмевающих бинарных звёзд наблюдается чрезвычайно широкий диапазон периодов. Некоторые бинарные звёзды затмевают друг друга за считанные часы: периоды в ~4-5 часов – не редкость. С другой стороны, некоторые бинарные звёзды вращаются очень долго: с периодом до ~30 лет. Для нахождения таких бинарных систем с большим периодом необходимы очень длительные наблюдения, но таковых проводилось слишком мало.

У некоторых бинарных систем почти идеально круговые орбиты; у других – очень эксцентричные, эллиптические орбиты. Некоторые могут похвастаться звёздами с похожими или даже одинаковыми массами; другие – звёздами с очень разными массами. В некоторых системах звёзды находятся на схожих стадиях звёздной эволюции – например, оба члена находятся на главной последовательности (на стадии сгорания водорода); другие состоят из гигантской звезды, вращающейся вокруг звезды главной последовательности, переменной звезды, вращающейся вокруг непеременной звезды, или даже звезды, вращающейся вокруг звёздного остатка.

В целом, существует три основных классификации затмевающих бинарных систем, но в очень немногих из них когда-либо наблюдали ещё и планеты.

И это не потому, что в бинарных звёздных системах (или многозвёздных системах с тремя или более звёздами) не стоит ожидать наличия планет; это потому, что наши поиски оптимизированы не для таких систем. Но существует класс планет, которые должны существовать, по крайней мере, в некоторых из этих бинарных систем, и которые:
• необычайно легко найти,
• могут быть чрезвычайно распространены,
• и многие из которых могут быть даже обитаемыми.

Когда две значительные массы обращаются друг вокруг друга, они обращаются вокруг своего общего центра масс: точки, известной как барицентр. У менее массивного из двух этих тел существуют также пять особых точек. Если поместить объект в одну из них, объединённые гравитационные силы двух крупных масс заставят объект двигаться по орбите с тем же орбитальным периодом, что и более лёгкая масса, не меняя своего положения относительно последней. Эти пять точек – известных как точки Лагранжа – представляют невероятный интерес для астрофизиков.

Хотя точки L1, L2 и L3 гравитационно нестабильны, и объекты, находящиеся в этих точках или около них, должны постоянно корректировать курс, чтобы оставаться там, точки L4 и L5 гравитационно стабильны, и объекты в этих точках или около них могут оставаться там бесконечно долго при соответствующих условиях.

Такие процессы наблюдаются и в нашей собственной Солнечной системе, поскольку у планет-гигантов, особенно у Юпитера, есть большие коллекции объектов, вращающихся в их точках Лагранжа L4 и L5. Эти скалистые и ледяные тела известны под общим названием «троянцы», а объекты «впереди» (L4) и «позади» (L5) основного тела, соответственно, разделяют на «греческий» и «троянский» лагеря. Эти группы объектов, как правило, были гравитационно захвачены на поздних этапах истории Солнечной системы, уже после завершения формирования планет. Некоторые из них находятся там лишь временно, и будут выброшены в результате гравитационных взаимодействий, но некоторые могут оставаться стабильными или квазистабильными до тех пор, пока Солнечная система продолжит существовать.

Условия для того, чтобы объект, находящийся на орбите или вокруг точек L4 или L5, оставался стабильным, сводятся к трём условиям:
1. Разница масс между большей и меньшей массой, создающей точки Лагранжа, должна составлять примерно 25:1 или больше.
2. Масса объекта на орбите или вокруг L4/L5 должна быть незначительной (опять же, менее 4%) от массы тела, находящегося на сопутствующей орбите.
3. В системе не должно быть других значительных масс, которые могут служить источником гравитационной нестабильности.

При соблюдении этих условий вокруг объекта с меньшей массой должно существовать пять точек Лагранжа – две стабильные и три нестабильные – по отношению к объектам с большей массой.

Большинство бинарных звёзд, как правило, образуются из двух звёзд со сравнимыми массами – особенно это касается более ярких и светящихся пар. Однако существует множество примеров несовпадающих бинарных звёзд. Чем шире система (т.е. больше расстояние между звёздами) и чем больше разница в их массах, тем более стабильными будут точки L4 и L5. Такая ситуация может сохраняться на протяжении миллиардов лет даже для систем, которые не достигают критического соотношения 25:1 или у которых присутствуют другие значительные массы; каждую конкретную конфигурацию нужно проработать количественно, чтобы определить конкретный уровень и временной масштаб нестабильности.

Но для затмевающих бинарных систем, которые отвечают надлежащим критериям стабильности, появляется интересная возможность. Мало того, что вокруг точек L4 и L5 может существовать рой объектов, представляющих собой облако, которое может периодически блокировать часть света от члена бинарной системы с большей массой. Существует ещё и реальная возможность, особенно для хорошо разделённых бинарных систем с существенной разницей в массе, наличия в системе полноценных «планет Лагранжа». Если первоначальные бинарные протозвёзды сформировались с окружающими их звёздными дисками с большим расстоянием между ними и значительной разницей масс, планетная формация могла привести к накоплению материи в точках L4 и L5.

Это привело бы к появлению массивных экзопланет, расположенных в точках Лагранжа звезды меньшей массы, и если бинарная система будет выровнена как надо, и окажется затмевающей бинарной системой с нашей точки зрения, то эти «экзопланеты Лагранжа» смогут проходить перед диском звезды большей массы, двигаясь по своей орбите.

В поисках экзопланет важно помнить, что это не только лотерея, но и игра с законами больших чисел. В нашем Млечном Пути насчитывается около 400 миллиардов звёзд, и 50% из них являются членами многозвездных систем. Конечно, многие из них будут находиться на тесных орбитах, и многие из них будут иметь почти равные массы для нескольких членов. Но какая-то часть из этих ~200 миллиардов звёзд будет:
• находиться на широких орбитах,
• иметь большую разницу в массе,
• и их точки L4/L5 будут гравитационно стабильны в течение нескольких миллиардов лет.

Такие системы будут отличными кандидатами на то, чтобы в них был не только рой мелких объектов вокруг точек Лагранжа L4 и L5, но и полноценные планеты, расположенные в точках L4 и L5.

Если эти системы правильно выровнены с нашей линией видимости, то подобно тому, как мы наблюдаем затмевающие бинарные системы, мы также можем наблюдать транзиты этих экзопланет, находящихся в точках Лагранжа. Примечательно, что не только у очень массивных, короткоживущих звёзд может быть бинарный компаньон меньшей массы, отвечающий этим критериям; звезда с массой ~2 солнечных масс может иметь компаньона в виде красного карлика с идеально стабильными точками Лагранжа L4 и L5.

Мы никогда даже не искали экзопланеты вокруг таких систем, однако при правильных орбитальных параметрах экзопланеты с точкой Лагранжа могут быть даже каменистыми и пригодными для жизни. Возможно, пришло время расширить наши поиски, поскольку мы не можем знать наверняка, что мы можем найти, пока не начнём искать.

Системы из двух и более звезд широко распространены в Млечном Пути и в подобных системах часто находят экзопланеты, обращающиеся вокруг одной из звезд системы. Гораздо реже ученые открывают экзопланеты, которые обращаются сразу вокруг двух звезд, которые называют планетами с кратной орбитой. На сегодняшний день список обнаруженных объектов такого типа невелик: телескопы «Кеплер» и TESS нашли более десятка планет с кратной орбитой в двойных системах звезд при помощи транзитного метода, еще пара открытий была сделана при помощи прямых наблюдений и гравитационного микролинзирования. Однако до сих пор не было случаев регистрации экзопланеты с кратной орбитой при помощи метода радиальных скоростей или доплеровской спектроскопии, который отслеживает гравитационное влияние экзопланет на их родительские звезды.

Группа астрономов во главе с Амори Трио (Amaury Triaud) из Бирмингемского университета сообщила о том, что им удалось обнаружить экзопланету с кратной орбитой при помощи доплеровской спектроскопии. Они вели наблюдения за затменной двойной звездой Kepler-16 (AB), расположенной в 245 световых годах от Солнца, при помощи спектрографа SOPHIE, установленного на 193-сантиметровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса. Наблюдения велись в период с 2016 по 2021 год в рамках обзора BEBOP (Binaries Escorted By Orbiting Planets).

Kepler-16A состоит из К-карлика с массой 0,65 массы Солнца и М-карлика с массой 0,2 массы Солнца, которые вращаются вокруг общего центра масс с периодом 41,1 дня. Эта система примечательна тем, что содержит первую известную экзопланету с кратной орбитой Kepler-16 (AB) b, которая была открыта в 2011 году транзитным методом при помощи космического телескопа «Кеплер» и характеризуется как газовый гигант с орбитальным периодом 229 дней.

Анализ данных наблюдений спектрографа SOPHIE позволил ученым обнаружить Kepler-16 (AB) b уже при помощи доплеровской спектроскопии, а также пересмотреть массу экзопланеты, которая составила 0,313±0,039 массы Юпитера, что не сильно отличается от ранних оценок. Ученые пришли к выводу, что наземные телескопы, использующие данный метод, способны открыть большое количество подобных экзопланет, при этом суммарное время наблюдений будет не очень большим, а погрешность измерений – низкой.

Теперь ученые планируют продолжить поиск ранее неизвестных планет с кратной орбитой и понять, наконец, откуда они взялись. Обычно планеты формируются внутри протопланетного диска – облака пыли и газа вокруг молодой звезды. Однако присутствие двух звезд, вероятно, мешает слипанию пыли в планеты внутри протопланетного диска.

Ученые полагают, что планеты с кратной орбитой могли сформироваться вдали от двойных звезд, где их влияние было слабым, а затем приблизиться к ним. По другой версии, современные представления о процессах планетарной аккреции требуют дополнений. Поэтому дальнейшие исследования планет с кратной орбитой помогут ответить на этот вопрос.

Двойной системой звезд сегодня не удивишь даже начинающего астронома. Ведь примерно половина звезд в нашей Галактике является как раз двойными. А вот кратные звезды или системы встречаются значительно реже, и о них стоит поговорить отдельно.

Кратность звездных систем определяется количеством и гравитационными связями. Если система включает в себя три или больше звезды, расположенные относительно близко и связанные общей гравитацией, то есть, перемещающиеся по более-менее стабильным траекториям вокруг общего центра масс, то такие звезды называются кратными.

Именно такой системой является тройная Альфа Центавра, самая близкая к нам звезда после Солнца. Невооруженным глазом можно различить α Центавра А и α Центавра B, но только как единое целое – третью по яркости звезду на земном небосклоне. А вот с помощью телескопа с объективом диаметром хотя бы в 50 мм, уже заметны оба «компонента». Но рядом с ними на расстоянии в 2,2 градуса находится красный карлик Проксима Центавра, который вращается вокруг этой парочки.

Но такой ответ на вопрос, какие звезды называются кратными, будет неполным, если не вспомнить о еще одном моменте. Если кратность Альфы Центавра можно увидеть в телескоп, то, что некоторые звезды на самом деле не одинарные и даже не двойные, можно определить только с помощью спектрального анализа или фотометрических наблюдений (анализируется изменение блеска). И такие звезды, как ближайшая к нашей системе называются визуально кратными, а те, что требуют дополнительных доказательств, – спектрально кратными или затменными.

Есть и более многочисленные объекты, например кратная система звезд Кастора, куда входит 6 объектов, Ню Скорпиона с 7 элементами и многие другие. При этом нужно помнить, что если в системе больше 10 компонентов, то это уже звездное скопление. Примером может служить скопление М13 в созвездии Геркулеса.