Добрый день, господа!

Какими делать выпуски?
Проще	11	10,6%
Сложнее	37	35,6%
Длиннее	59	56,7%
Короче	4	3,8%
Оставить как есть	35	33,7%
Всего проголосовало	104	100,0%

Честно говоря, результаты последнего опроса меня одновременно удивили и обрадовали. Народ хочет больше информации и не боится трудностей. Правда, и тех, кого устраивают объем и уровень сложности, тоже немало. Поэтому радикального усложнения не последует, но я буду чувствовать себя свободнее, употребляя термины и приводя некоторые подробности. Вот с подробностей мы и начнем...

Планеты и звездные пятна

Прошлый выпуск рассылки был посвящен проекту "Кеплер", в котором планируется искать экзопланеты планеты по кратковременному уменьшению яркости звезд в момент, когда невидимая с Земли планета проходит перед диском своей звезды. Площадь планет земного типа примерно в 10000 раз меньше площади, такой звезды, как Солнце. Поэтому для их обнаружения необходимо отслеживать вариации блеска звезд с точностью до тысячных долей процента в масштабе нескольких часов (таково время прохождения планеты по диску).

Оказывается, при такой точности существенную проблему представляет микропеременность, вызванная явлениями, происходящими на их поверхности вполне стабильных главной последовательности, подобных нашему Солнцу. Возьмем, к примеру солнечные пятна. Средняя температура поверхности нашего светила составляет около 6000 К, а температура крупных солнечных пятен - примерно на 1500 К ниже. По закону Стефана-Больцмана количество излучения, испускаемого нагретой поверхностью пропорционально четвертой степени температуры. Получается, что пятна излучают в

(6000/4500)⁴ = 3 раза

меньше света, чем обычная поверхность, то есть 30% нормы. Именно поэтому они выглядят темными на окружающем их фоне.

Площадь солнечных пятен принято выражать в миллионных долях полусферы (м. д. п.). В период максимума солнечной активности общая площадь видимых на диске пятен может достигать нескольких тысяч м. д. п., то есть нескольких десятых процента площади всего диска. Примерно на такую же величину может варьироваться светимость звезды. Это в несколько десятков раз больше, того эффекта, который могут вызвать разыскиваемые планеты земного типа.

Если бы пятна могли быстро появляться и исчезать, то никаких шансов обнаружить на их фоне крошечную планету, у нас бы не было. Однако по сравнению с прохождениями планет пятна развиваются относительно медленно. Самые крупные группы пятен, чья площадь превосходит по размерам планеты, могут существовать по два-три месяца, и даже срок жизни небольших пятен исчисляется сутками. Поэтому переменность, связанная с появлением и исчезновением пятен, имеет характерный временной масштаб на порядок больший, чем тот, что интересует ловцов планет.

Вращение

Однако пятна могут также исчезать из виду, заходя за край звезды в результате ее вращения вокруг своей оси. Солнце, например, совершает один оборот (относительно звезд) за 25,38 суток. Это значит, что каждые шесть часов 1 процент солнечной поверхности скрывается от нашего взгляда за краем солнечного диска, и столько же появляется в поле нашего зрения из-за другого края. Пятна распределены по диску неравномерно. Обычно они собраны в довольно компактные группы. Когда такая группа появляется из-за края солнечного диска, общая площадь видимых пятен может всего за несколько часов увеличиться на сотни м. д. п., что вызовет снижение общей светимости на несколько сотых долей процента.

Тут надо непременно надо сделать оговорку о том, что пятна - не единственное проявление солнечной активности. Обычно наряду с ними на поверхности активного Солнца появляются и области повышенной яркости - солнечные факелы. Причем в периоды повышенной солнечной активности, несмотря на большое число пятен, общая мощность солнечного излучения увеличивается примерно на 0,1% сравнительно с периодами минимума активности. Происходит это именно за счет факелов.

Микропеременность создает реальные трудности для выявления планет, поскольку ее временной масштаб и амплитуда, довольно близки к тем, что характерны для прохождения планеты по диску звезды. Многое тут зависит от скорости вращения звезды. По оценкам специалистов проекта "Кеплер" (Batalha et al., 2001) при вращении звезды со скоростью выше одного оборота за 20 суток частота шума, создаваемого микропеременностью сделает обнаружение планет земного типа крайне затруднительным.

Надежных наблюдательных данных о распределении звезд по скорости вращения на сегодня нет. Поэтому авторы вынуждены пользоваться ориентировочными оценками, основанными на теоретических предсталениях о замедлении вращения звезд. В результате они приходят к выводу, что звезды, которые легче и холоднее Солнца (спектральный класс G2), замедляются до приемлемой скорости примено через 1-3 млрд лет после рождения. Звездам более массивным и горячим на это требуется больше времени. В сочетании с меньшим сроком жизни звезды более ранних спектральных классов, чем F7 вообще не успевают затормозиться за время жизни на главной последовательности.

Итак, искать планеты земного типа у звезд спектральных классов раньше F7 не имеет смысла. С другой стороны граница проходит по спектральному классу K9 - звезды более поздних спектральных классов слишком слабые и поэтому они не дадут существенного вклада в общую статистику. По оценкам команды проекта "Кеплера" в диапазоне спектральных классов F7-K9 в среднем около 65% звезд будут иметь период вращения меньше 20 суток и, следоаательно пригодны для поиска планет земного типа.

Надо отметить, что все эти оценки основываются на предположении, что активность других звезд имеет такой же характер, как и солнечная. Возможно, что у звезд других спектральных классов (особенно более поздних, красных карликов) относительные масштабы активности могут быть значительно больше, чем у Солнца. В таком случае надежно выявить планеты у таких звезд будет труднее.

Подводя итоги

Проект "Кеплер" имеет ряд неоспоримых преимуществ перед другими методами поиска планет земного типа, но есть у него и принципиальные недостатки. Достоинства - это тотальный охват наблюдаемой площадки, статистическая репрезентативность полученных результатов и возможность обнаружения планет независимо от их удаленности от Земли. Недостатки - обнаружение только тех планет, чьи орбиты подходящим образом ориентированы по отношению к нам, а также почти полная невозможность определить физические характеристики обнаруженных планет земного типа.

Недостатки напрямую связаны с тем, что "Кеплер" не регистрирует свет, идущий от самих планет, который может нести информацию об их свойствах. Поэтому для нас совершенно естественным будет обратиться к проектам, которые, возможно, позволят непосредственно увидеть далекие планеты, а не просто убедиться в их существовании по косвенным признакам.

Прямая видимость

В самом деле, почему бы, не взять крупный телескоп и не попробовать разглядеть планеты у других звезд? Давайте прикинем, как будет выглядеть Земля с расстояния, например, 10 парсек.

Нетрудно подсчитать, какая часть солнечного света попадает на нашу планету. Достаточно площадь сечения земного шара разделить на площадь сферы с радиусом, равным земной орбите:

(4*pi*R²) / (pi*r2) = 4,5*10^-10.

Альбедо Земли составляет 0,37, то есть 37% приходящего на Землю света отражается обратно в космос. Величина эта может заметно варьироваться в зависимости от особенностей атмосферы и поверхности планеты. Например, у лишенного атмосферы Меркурия альбедо составляет 0,10, а у Венеры, сплошь укрытой облаками - 0,65. Не стремясь к высокой точности можно сказать, что Земля рассеивает в космос в 10¹⁰ раз меньше света, чем излучается Солнцем.

Различие в блеске в 100 раз соответствует разнице в 5 звездных величин. Различию в 10¹⁰ раз соответствует 25 звездных величин. То есть блеск Земли, рассматриваемой с такого же расстояния, что и Солнце, будет слабее на 25^m. Блеск Солнца, видимого с расстояния 10 пк составляет около 4,8^m - это так называемая абсолютная звездная величина. Планета, подобная Земле или Венере, будет на таком расстоянии иметь звездную величину около 29-30^m, что находится в переделах возможностей современных телескопов.

Еще проще оценить, угловое расстояние от звезды, на котором будет наблюдаться подобная Земле планета. Как известно, 1 парсек - это по определению расстояние, с которого радиус земной орбиты – 1 а.е. - виден под углом 1". При увеличении расстояния в 10 раз этот угол во столько же раз сократится. То есть у звезды на расстоянии 10 пк планеты земного типа надо искать на расстоянии около 0,1". Эта величина тоже находится в пределах возможностей крупнейших наземных инструментов и, конечно, космического телескопа им. Хаббла.

Так почему же до сих пор никто не смог непосредственно разглядеть планеты у соседних звезд? Но об этом, и о том, как это все-таки хотят сделать, в следующий раз. А сегодня несколько небольших астрокосмических новостей.

Обнаружена вода на Марсе

28 мая НАСА выпустило пресс-релиз, в котором сообщается об обнаружении огромных запасов воды неглубоко под поверхностью Марса. Обнаруженных залежей льда "хватит для того чтобы два с лишним раза заполнить озеро Мичиган. И это, возможно, лишь вершина айсберга".

Для обнаружения использовался гамма-спектрометр и нейтронные детекторы, установленные на борту космического аппарата "Марс Одиссей". Поверхность планеты постоянно облучается высокоэнергетическими частицами космических лучей. Они вызывают возбуждение и распад атомных ядер, входящих в состав поверхностных пород. Возбужденное ядро через некоторое время спонтанно возвращаются в невозбужденное состояние. При этом оно испускает квант гамма-излучения, энергия которого равна разнице энергии между возбужденным и невозбужденными состояниями. Для каждого элемента есть свой характерный набор энергий возбуждения. Поэтому, регистрируя гамма-кванты и определяя их энергию, можно выяснить, из каких элементов слагается поверхность, над которой пролетает космический аппарат.

В некоторых случаях частица космических лучей могут вызвать распад ядра, при котором испускаются нейтроны. Они могут поглотиться соседними ядрами, вызвав, в свою очередь, их возбуждение или распад, а могут покинуть поверхность Марса и быть зарегистрированы нейтронными детекторами "Марс Одиссея".

В обширном регионе, окружающем южную полярную шапку Марса, при помощи гамма-спектрометра и нейтронных детекторов удалось обнаружить в приповерхностном слое толщиной около одного метра большое количество водорода, который служит индикатором присутствия воды. Согласно полученным оценкам нижний слой содержит по массе от 20 до 50% воды. Поскольку плотность льда ниже плотности горных пород, по объему воды должно быть больше 50%. "Это значит, что если в этих богатых льдом полярных районах зачерпнуть полное ведро грунта и нагреть его, то получится больше полведра воды," - говорится в пресс-релизе НАСА. "Пожалуй, точнее описывать этот слой как грязный лед, чем как грязь, содержащую лед," – отмечает Уильям Бойнтон (William Boynton), научный руководитель исследовательской программы гамма-спектрометра.

Климат в районах, где обнаружен лед, очень холодный, и поэтому водяной лед должен быть здесь стабилен, несмотря на низкое давление марсианской атмосферы. Отмечается также, что распределение льда под поверхностью неоднородное, в более глубоких слоях его количество увеличивается. В районе на 60 град. ю.ш. лед залегает на глубине около 60 см, а ближе к полюсу на широте 75 град ю.ш. поднимается выше - до 30 см.

Сегодня, 30 мая, НАСА планирует опубликовать более подробную информацию об этом открытии. "Марс Одиссей" продолжит поиск воды в северном полушарии Марса через несколько месяцев, когда здесь закончится зима.

Вопрос читателя

Очень приятно, что вновь стали поступать вопросы от читателей. Михаил интересуется, почему Луна выглядит большой на восходе и маленькой, когда поднимается высоко. К своему вопросу он добавляет: "Убедительно прошу, не сочтите это за шутку или розыгрыш, я просто действительно не знаю, и если меня об этом спросит моя дочь не знаю что и ответить."

На мой взгляд, это просто замечательный мотив, чтобы заинтересоваться астрономией. Как много вокруг людей, которые на вопрос ребенка готовы ответить ничего не значащей чепухой вместо того, чтобы поискать настоящий ответ.

Вот что пишет по этому вопросу энциклопедия "Кругосвет":

Иллюзия Луны. Вблизи горизонта Луна выглядит гораздо большей, чем высоко в небе. Это оптическая иллюзия. Психологические опыты показали, что наблюдатель подсознательно регулирует свое восприятие размера объекта в зависимости от размера других объектов в поле зрения. Луна кажется меньше, когда она высоко в небе и окружена большим пустым пространством; но когда она у горизонта, ее размер легко сравнить с расстоянием между ней и горизонтом. Под влиянием этого сравнения мы неосознанно усиливаем свое впечатление о размере Луны.

Опрос

В заключение, вернусь к теме опросов. Парад планет все-таки был замечательным явлением. Из 41 одного человека, которые сознались в том, что поднимали глаза к небу, 13, то есть, каждый третий, смогли увидеть Меркурий. Отличный результат, особенно если учесть, что эту неуловимую планету видели далеко не все профессиональные астрономы. Самой доступной для наблюдения планетой был Юпитер, его видели все, кто смог отождествить на хотя бы одну планету. Даже Венеру видели не все – она хотя и была ярче Юпитера, но заходила относительно рано. Марс и Сатурн заметно уступали в блеске Юпитеру и Венере, так что число отождествивших их наблюдателей на треть меньше.

Сегодня я предлагаю новый опрос.

Какие книги по астрономии вам интереснее?