Мы переходим к вопросу очень деликатному, не до­пускающему еще в наше время категорических суждений. Удивляют и те исследователи, которые совершенно уверены в том, что единственным пристанищем жизни во Вселенной является Земля, и те, которые категорически утверждают, что жизнь вне Земли существует и, более того, что она очень распространена, соседствует чуть ли не с каждой звездой.

 

 

Удивительна не крайность каждой из этих точек зре­ния. Наоборот, было бы неправильным заранее исклю­чать любую из них. Удивляет допускаемая при этом категоричность суждения. Подобная категоричность могла быть уместна во времена античного мира или средневе­ковья, когда при решений трудных вопросов науку заменяла натурфилософия или даже схоластика. Но в yаше время, время научных доказательств, нужно признать, что уверенного ответа на вопрос о многочисленности оби­таемых миров наука еще дать не смогла. Быть может, именно потому, что наука приближается к разрешению этого мучающего каждого любознательного человека воп­роса, недопустимы попытки выносить категорические за­ключения на оснований рассуждений, очень напоминаю­щих времена господства натурфилософии.

Для разрешения вопроса о многочисленности обитае­мых миров нужно либо изобрести наблюдательные  сред­ства, позволяющие произвести непосредственную провер­ку существования жизни в, различных местах Вселенной, либо суметь сначала ответить на следующие вопросы: 1) Насколько часто встречаются во Вселенной условия, допускающие возникновение и развитие форм жизни, наблюдаемых на Земле? 2) Влечет ли за собой создание таких условий обязательное возникновение и развитие жизни? Сколько для этого требуется времени? 3) Могут ли существовать формы жизни, отличные от наблюдае­мых на Земле, требующие иных условий, и насколько часто во Вселенной встречаются  эти условия. Сколь­ко требуется времени для возникновения таких форм жизни?

Для того, чтобы судить о существовании других миров, населенных разумными существами, нужно еще ответить на вопрос: 4) Всегда ли эволюция жизни приводит к появлению разумных существ и как велик период требуемого для этого времени?

Попытки ответить на первый вопрос делались неодно­кратно. Например, известный американский исследова­тель шаровых звездных скоплений и галактик X. Шепли в книге «Звезды и люди» (переведенной на русский язык), произвел расчет следующем образом. Он посту­лировал, что: 1) жизнь может развивается только на пла­нетах, 2) устойчивые планетные системы могут иметь только одиночные (не двойные и не кратные) звезды, 3) только небольшая доля одиночных звезд эволюциони­ровала так, что при атом образовались планетные систе­мы, 4) жизнь может развиться только на планетах с орбитами, близкими к круговым, чтобы на поверхности планет была более или менее постоянная температура, 5) жизнь может развиться только на планете с надле­жащим расстоянием от звезды, чтобы температура на поверхности планеты была допустимой, 6) для жизни необходима вода, а потому обитаемая планета должна быть достаточно массивной, чтобы долгое время удержи­вать свою атмосферу и гидросферу. (океаны и моря), 7) атмосфера и гидросфера не должны содержать ядови­тых для жизни веществ.

Рассматривая вероятность выполнения каждого из перечисленных условий, Шепли в конце концов приходит к следующей приблизительной оценке: у одной из миллиона звезд есть планета с условиями, благоприятными для развития жизни. Следовательно, в Галактике должно быть около ста тысяч обитаемых планет.

Основное затруднение при выполнении подобных рас­четов состоит в том, что о вероятности соблюдения каж­дого из семи условий Шепли можно судить очень приблизительно, на основании весьма смутных соображений. Поэтому в зависимости от оптимизма или пессимизма выполняющего расчет автора можно тем же методом прийти и к выводу, что каждая вторая звезда имеет око­ло себя условия, благоприятные для развития жизни, и к выводу, что в Галактике имеется только одна годная для обитания планета — наша Земля.

Наиболее важную роль в этом подсчете играет оцен­ка доли звезд, около которых имеются планетные систе­мы. Если бы мы точно знали, как образуются планеты, то не трудно было бы оценить, какая часть звезд обра­зовала около себя планетную систему. Однако, несмотря на большое число космогонических гипотез, выдвинутых для объяснения происхождения планет, в настоящее вре­мя положение таково, что на одной из них твердо осно­вываться нельзя. Между тем, если, например, брать за основу гипотезу Канта — Лапласа, то планетные систе­мы должны быть весьма распространены, а если следо­вать гипотезе Джинса, то чрезвычайно редки.

Более перспективны попытки выяснить, имеются ли около звезд планеты, при помощи наблюдений. Речь не может идти о непосредственном наблюдений самих пла­нет. Если бы, например, около ближайшей к нам звез­ды а Центавра, которая, как мы уже указывали, физически весьма сходна с Солнцем, имелась бы планета, подобная Юпитеру, находящаяся на том же расстоянии от звезды, то легко подсчитать, что эта планета должна была бы наблюдаться как объект 23-й звездной величины. В настоящее время столь слабые объекты в состоянии фотографировать только 6-метровый и 5-метровый телескопы. Но и при помощи этих телескопов не удалось
бы в данном случае сфотографировать планету, так как   она могла бы наблюдаться только очень близко от а Центавра — яркой звездны, не далее 4″ дуги от нее. Излучение звезды полностью забивало бы слабое излучение планеты.

Поэтому наблюдатели, ищущие планеты около других звезд, пошли иным путем. Они пытаются уловить не­большие смещения в положениях звезд, которые будут происходить, если около звезды обращается планета.

Неточны выражения «Юпитер обращается вокруг Солнца» и «один из компонентов двойной звезды обра­щается вокруг другого компонента». На самом деле Солнце и Юпитер обращаются вокруг их общего центра инерции. Но так как масса Солнца в 1048 раз больше массы Юпитера, общий центр инерции во столько же раз ближе к центру Солнца, чем к центру Юпитера, и во столько же раз радиус орбиты, по которой Солнце движет­ся около общего центра инерции, меньше радиуса орбиты Юпитера. Подсчет показывает, что центр инерции системы Солнце — Юпитер находится на расстоянии 740 тыс. км от центра Солнца, т. е. располагается вне Солнца вблизи его поверхности (радиус Солнца 695 тыс км). Таким об­разом, астроном с какой-нибудь звезды должен наблю­дать каждые 5,9 лет, равные полупериоду обращения Юпитера, смещение Солнца на величину 740 тыс км · 2 = 1,48 млн. км.

Если бы около звезды а Центавра была такая же планета, как Юпитер, и на том же удалении, то при наб­людении с Земли угловое смещение звезды, вызываемое движением планеты, составляло бы 0,008 секунды дуги. Мы видим, что это смещение ничтожно мало. Оно почти неуловимо при современных методах измерений положений звезд, так как в наиболее точных современных наб­людениях ошибки измерений сравнимы с этой вели­чиной угла. Однако если измерение положений звезд производить многократно и в течение многих десятков лет, то смещение, которое носит периодический харак­тер, можно выявить с большей уверенностью. Кроме того, высокая точность измерений достигается, если наблюдае­мая звезда двойная и около одного из компонентов По­дозревается невидимый спутник. Тогда движение невидимого спутника будет влиять на изменение расстояния между двумя компонентами двойной звезды, а измерять уг­ловое расстояние между двумя сравнительно близкими друг к другу звездами можно значительно точнее, чем определять положение отдельной звезды. Поэтому в настоя­щее время невидимые спутники обычно «ищут» около компонентов близких к нам двойных звезд.

Несмотря на использование астрономами-наблюдателями всех имеющихся сейчас возможностей повышения точности наблюдений, данные о невидимых спутниках
звезд остаются все еще недостаточно надежными. Это, и понятно: ведь а Центавра ближайшая звезда, у других звезд при аналогичных условиях смещение будет меньше, чем 0,008 секунды дуги. Кроме того, если около звезды действительно есть темный спутник— планета, то, скорее всего, он не один, должна быть планетная система. В таком случае смещение звезды будет носить менее регулярный характер, так как лишь главная его часть будет определяться наиболее массивной планетой  (точнее, главное смещение будет происходить от планет ты, у которой наибольшее произведение массы на радиус орбиты). Влияние других планет будет нарушать регулярность смещения. Например, в Солнечной системе наряду с влиянием Юпитера нужно учитывать влияние Сатурна, Нептуна и, в меньшей мере, других планет. В результате Солнце движется довольно сложным образом около центра инерции всей Солнечной системы, а чем менее регулярно движение, тем труднее его выявить.

Впервые существование невидимого спутника было заподозрено около яркого компонента двойной звезды о Эридана шведским астрономом Хольмбергом в 1938 г. В наши дни у 11 звезд обнаружены смещения, позволя­ющие думать, что около них обращаются тела, которые пока наблюдать нельзя. Их список приводится в таблице.

Как показывает таблица, массы тел, существование которых заподозрено, значительно превосходят массы планет Солнечной системы. Ведь масса Юпитера равна только 0,00096 массы Солнца.

Возникает вопрос, что это за тела — массивные планеты или маленькие звезды. Имеют ли они холодную поверх­ность или это раскаленные газовые шары? В отношении четырех из них, темных спутников ζ Рака, μ Дракона, ζ Водолея и ζ Волопаса, массы которых равны 0,9, 0,6, 0,29 и 0,1 массы Солнца соответственно, ответ ясен. Ко­нечно, это звезды, по-видимому, белые карлики, раз мас­са довольно значительна, а светимость настолько мала, что несмотря на сравнительную близость их не удается наблюдать. К этим трем телам, следовательно, термин «темный спутник» не очень подходит.

У всех остальных невидимых спутников массы мень­ше, чем у звезд с самой малой известной массой. Звез­да с наименьшей известной массой — 0,08 ,массы Солн­ца это слабый компонент двойной звезды Ross 614. Интересно, что сначала существование этого компонента было заподозрено по наблюдаемым смещениям яркого компонента и до 1955 г. слабый компонент фигурировал в числе предполагаемых темных спутников звезд. Но в 1955 г. спутник Ross 614 был обнаружен на снимке, сде­ланном при помощи 5-метрового телескопа, и перешел, таким образом, в разряд наблюдаемых компонентов двой­ных звезд. По-видимому, и невидимый спутник Wolf 358 с массой 0,05 солнечной массы является звездой.

Серьезные надежды на обнаружение планет подают звезды ŋ Кассиопеи, 70 Змееносца и 61 Лебедя. Массы их предполагаемых спутников примерно в 10 раз мень­ше, чем у звезды с наименьшей известной массой и при­мерно в 10 раз больше, чем у планеты с известной наи­большей массой (Юпитера).

Особенный интерес представляет невидимый спутник 61 Лебедя, имеющий наименьшую массу — 0,008 массы Солнца. Его существование было заподозрено астрономом Пулковской обсерватории А. Н. Дейчем, который в 1951 г., исследовав снимки, сделанные в период 1895— 1940 гг., определил характеристики орбиты невидимого спутника и оценил его массу. В 1956 г. американский астроном Стрэнд также пришел к выводу о существова­нии невидимого спутника 61 Лебедя. Наконец, в 1957 г. А. Ц, Дейч, использовав дополнительные наблюдения, сделанные в Пулковской обсерватории и в обсерватории Спрул, подтвердил и уточнил полученные результаты.

До сих пор мы упоминали только о двойных звездах, у которых заподозрено существование тёмных спутни­ков малых масс. Но есть и одиночная звезда — возможный обладатель планетной системы. Это звезда Барнар­да, одна из ближайших к нам (ее расстояние 1,8 пс) и самая быстро перемещающаяся на небе звезда (ее собственное движение составляет 10,27 секунд дуги в год). Это звезда-карлик, светимость ее в 3000 раз меньше све­тимости Солнца, а масса составляет 0,15 солнечной мас­сы. Американский астроном ван де Камп собрал имею­щиеся наблюдения этой звезды с 1916 по 1978 год, в том числе выполненные им самим, обработал около 4000 ты­сяч снимков, Определяющих ее положение среди других звезд, и обнаружил наличие неправильностей в ее соб­ственном движении, вызываемых невидимыми спутника­ми. Нужно отметить, что именно благодаря своему очень большому собственному движению, а также благодаря весьма малой массе звезда Барнарда является наиболее благоприятным объектом среди одиночных звезд для об­наружения неправильностей в движении и, следователь­но, выявления невидимых спутников. Анализируя резуль­таты обработки данных, ван де Камп пришел, к выводу, что неправильности движения звезды Барнарда вызыва­ются двумя спутниками. Радиусы их орбит соответствен­но 2,7 и 3,8 астрономических единиц, периоды обращений около звезды 11,7 и 26 лет, а массы 0,0058 и 0,0030 сол­нечной массы. Следовательно, согласно ван де Кампу, массы спутников звезды Барнарда меньше массы Юпи­тера и составляют соответственно 0,8 и 0,4 его массы. Это должны быть подлинные планеты.

Работа ван де Кампа еще нуждается в дополнительной проверке и подтверждениях, и мы не будем слиш­ком решительно на нее опираться. Но в сочетании с дру­гими исследованиями невидимых спутников звезд ее ре­зультаты кажутся правдоподобными. А особое значение этой работе придает то обстоятельство, что звезда Бар­нарда — одиночная.

Во всех остальных случаях невидимые спутники за­подозрены у двойных звезд. Выше мы объяснили это преимуществом, имеющимся при наблюдении двойных звезд: расстояния между компонентами двойных звезд измеряются точнее, чем положения одиночных звезд, Не­обходимо теперь задать вопрос: где (до обнаружения тем­ных спутников) следовало скорее ожидать существова­ние планет около одиночной звезды или около компо­нента двойной звезды? Ответ должен быть в пользу оди­ночных звезд, так как в системе, содержащей две звезды, планетные орбиты должны быть неустойчивы. На плане­ту, обращающуюся вокруг одного компонента двойной звезды, сильное влияние оказывает другой компонент; в результате планета может быть выброшена из системы в межзвездное пространство. Только в том случае, если радиус ее орбиты- мал, ее движение будет . устойчивым. В двойных звездах не может быть планетных систем, подобных нашей Солнечной системе. Поэтому особое зна­чение имеет поиск невидимых спутников у одиночных звезд. На первых порах нужно дать хотя бы оценку чис­ла таких одиночных звезд, которые могут иметь планет­ную систему, подобную Солнечной системе.

Для выяснения этого вопроса американские астроно­мы Абт и Леви отобрали среди звезд, наблюдаемых на северном небе невооруженным глазом, все звезды, близ­кие по своим физическим характеристикам к Солнцу, т. е. имеющие спектральный класс, близкий к G2, а абсолютную величину, близкую к  +4m,9. Таких звезд ока­залось 123, и все они удалены от Солнца не более, чем на 20 пс. Из этих 123 звезд 23 являются компонентами визуальных двойных систем с хорошо определенными орбитами. Еще 25 являются компонентами широких пар т. е. тоже фактически двойных систем, однако таких, у которых радиусы орбит и, следовательно, периоды обра­щений весьма велики, за время наблюдений они успели пройти слишком малый путь по орбите, чтобы ее элемен­ты могли быть надежно определены.

Среди рассмотренных звезд 21 также уже были изве­стны как компоненты спектроскопических двойных.

Для остальных звезд, которые не были известны как компоненты двойных систем, Абт и Леви провели спе­циальное исследование. При помощи 2,1-метрового теле­скопа обсерватории Китт Пик они получили для каждой звезды по 20 спектров, снятые в различные моменты вре­мени. Так как звёзды, видимые невооруженным глазом, яркие, линии в их спектрах получаются, отчетливыми, даже небольшие периодические смещения их можно об­наружить и измерить. Выяснилось, что еще 25 из числа рассмотренных звезд являются спектроскопическими двойными. Смещения линий в их спектрах незначитель­ны и ранее замечены не были, по-видимому, потому, что либо плоскости их орбит составляют малые углы с кар­тинной плоскостью, либо масса слабого компонента мала.

Всего оказалось 88 звезд рассмотренного типа, явля­ющихся компонентами систем. Это число меньше, чем сумма упомянутых чисел 23 + 25 + 21 + 25 потому, что в некоторых случаях звезде была компонентом спектро­скопической двойной и одновременно спектроскопическая двойная являлась компонентом визуальной или широкой пары.

Из остающихся 45 звезд солнечного типа несколько могут быть все-таки компонентами спектроскопических двойных, нераспознанных вследствие совпадения их пло­скости орбиты с картинной плоскостью или вследствие очень малой массы слабого компонента.

В итоге можно утверждать, что примерно треть всех звезд солнечного типа являются одиночными звездами. Скорее все они, или. по крайней мере большинство из них, имеют планетные системы. Опыт науки показывает, что в неживой природе уникальные явления не встреча­ются. У большинства планет Солнечной системы имеют­ся системы спутников. Предположение об уникальности колец Сатурна оказалось неверным. Космические аппара­ты «Вояджер» установили, что Юпитер также имеет сис­тему колец. Кольца есть и у Урана. Не уникальна и вулканическая деятельность на Земле; в более широких масштабах она наблюдается на спутниках Юпитера.

Планетные системы около одиночных звезд в Галак­тике должны быть многочисленны. Не малым должно быть и число таких планет, условия на которых благо­приятны для возникновения жизни. Означает ли это, что можно утверждать существование многочисленных оби­таемых миров?
 

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе.

Т.А.Агекян «Звезды, Галактики, Метагалактики» 1981 год. Издание третье, переработаное и дополненое