Рис. 1. Лауреаты Нобелевской премии по физике 2019 года. Слева направо: Джеймс Пиблз (James Peebles), Мишель Майор (Michel Mayor) и Дидье Кело (Didier Queloz). Фото с сайтов nationalpost.com, pages.rts.ch и nwaonline.com
8 октября Королевская Академия наук Швеции назвала имена новых лауреатов Нобелевской премии по физике. Ими стали астрономы и астрофизики канадец Джеймс Пиблз и швейцарцы Мишель Майор и Дидье Кело. Пиблз получит половину общей суммы премии в 9 миллионов крон; вторую половину поровну разделят Майор с Кело. Шведские академики объяснили свой выбор новых лауреатов весьма кратко: они удостоены высшей в мире научной награды «за вклад в наше понимание эволюции Вселенной и места Земли в космосе». Пиблзу премия присуждена «за теоретические открытия в физической космологии», Майору и Кело — «за открытие экзопланеты, обращающейся вокруг звезды солнечного типа».
Почетный профессор (professor emeritus) Принстонского университета Филип Джеймс Эдвин Пиблз (Phillip James Edwin Peebles) удостоился Нобелевской премии за теоретические исследования, которые он начал в середине 1960-х годов и продолжал в последующие десятилетия. Открытие одной из первых внесолнечных планет, упоминаемое в решении Академии, почетный профессор Женевского университета Мишель Майор (Michel Mayor) и ординарный профессор этого же университета Дидье Кело (Didier Queloz) сделали в 1995 году. Таким образом, Нобелевские премии по физике 2019 года получили ученые-классики, чьи работы уже давно стали достоянием истории науки. Следует отметить, что и в прошлом году премии были присуждены за исследования более чем тридцатилетней давности (см. Нобелевская премия по физике — 2018, «Элементы», 09.10.2018).
Джеймс Пиблз родился 25 апреля 1935 года в канадском городе Виннипеге, административном центре провинции Манитоба. В 1953 году он стал студентом, а потом и аспирантом Принстонского университета, где в 1962 году защитил докторскую диссертацию под руководством Роберта Дикке. В Принстоне Пиблз проработал всю жизнь — такая верность alma mater в наши дни встречается нечасто.
Пиблз уже в тридцатилетнем возрасте вошел в элиту современной астрофизики и космологии. В 1981 году Королевское астрономическое общество Британии наградило его Эддингтоновской медалью, а через год его избрали членом Лондонского Королевского общества. В 2000 году совместно со знаменитым «измерителем» скорости расширения Вселенной Алланом Сэндиджем он был удостоен престижной премии за космологические исследования имени Питера Грубера (они стали первыми лауреатами этой премии). В 2004 году Пиблз получил не менее почетную научную премию имени Шао, которую нередко называют Нобелевской премией Востока. Годом позже шведские академики присудили ему и еще одному принстонскуому астрофизику Джеймсу Ганнупремию Крафорда, а в 2013 году он получил медаль имени Дирака. И это далеко не полный список его наград!
Рис. 2.Слева направо:Дэвид Уикинсон, Роберт Дикке, Эдвард Грот (Edward Groth) и Джеймс Пиблз в 1981 году на приеме, посвященном вручению Нобелевской премии по физике Валу Фитчу и Джеймсу Кронину. Фото из статьи P. J. E. Peebles, 2012. Seeing Cosmology Grow
Блестящая научная карьера Пиблза началась со статьи, опубликованной в 1965 году в Astrophysical Journal в соавторстве еще с троими учеными. Возможно, эта работа не привлекла бы особого внимания, не появись рядом с ней статья, возвещавшая о фундаментальном открытии двух молодых сотрудников Белловских Лабораторий (исследовательского центра американской корпорации AT&T) Арно Пензиаса и Роберта Вудро Вильсона. Они измеряли фоновое радиоизлучение нашей Галактики с помощью шестиметровой рупорной антенны спутниковой связи. В соответствии с теорией, в сантиметровом диапазоне Галактика практически не должна проявлять себя радиошумами. Тем не менее, настроенная на волну 7,35 см приемная аппаратура зарегистрировала слабый, но стабильный сигнал, который не зависел от направления антенны и посему не мог иметь внутригалактического происхождения. Рассеивание лучистой энергии в атмосфере и омическое сопротивление антенны объясняли возникновение лишь половины этого шума. В 1964 году ученые поняли, что спектральный состав остаточного сигнала соответствует спектру излучения абсолютно черного тела, нагретого, по тогдашней оценке, до 3,5К. Оно приходило со всех сторон небосвода и, судя по всему, было полностью изотропным.
Пензиас и Вильсон так удивились этим выводам, что не стали спешить с их публикацией. Лишь в мае 1965 года они отправили в Astrophysical Journal письмо объемом в 600 слов A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Megasycles per Second, где сообщали о своем открытии в чисто радиотехнических терминах. Еще до публикации Пензиас в поистине судьбоносном телефонном разговоре ознакомил Дикке с содержанием письма. К тому времени Дикке, Пиблз и их будущие соавторы уже были сторонниками далеко не общепринятой теории Большого Взрыва, которую во второй половине 1940-х годов развили Георгий Гамов и его сотрудники Ральф Альфер и Роберт Херман (Robert Herman). В частности, Альфер с Херманом в 1948 году показали, что космическое пространство должно быть заполнено изотропным микроволновым излучением, чей спектр совпадает со спектром абсолютно черного тела, нагретого до 5 кельвинов (R. A. Alpher, R. Herman, 1948. Evolution of the Universe). Развивая этот подход (правда, не совсем в гамовской версии), в 1964 году Пиблз пришел к выводу, что космос пронизан изотропным микроволновым излучением с температурой порядка 10К (Альфер с Херманом оценили ее точнее). За считанные дни Дикке и Пиблз совместно с Питером Роллом и Дэвидом Вилкинсоном написали небольшую статью Cosmic Black-Body Radiation и отослали ее в тот же Astrophysical Journal. Обе работы были опубликованы в одном выпуске рядом друг с другом и сразу привлекли внимание астрономического сообщества.
Работу Пензиаса и Вильсона справедливо считают эпохальным достижением астрофизики двадцатого века. Не случайно в 1978 она принесла им Нобелевскую премию по физике. По современным данным, открытое ими излучение возникло спустя 380 тысяч лет после Большого Взрыва. Космическое пространство тогда было заполнено плазмой, состоящей из протонов, электронов и ионов гелия, пребывавшей в термодинамическом равновесии с горячим электромагнитным излучением. Когда из-за расширения пространства эта плазма остыла примерно до четырех тысяч кельвинов, началось образование электронейтральных атомов (сначала гелия, а затем и водорода) — для их ионизации перестало хватать энергии. В результате этого процесса, который несколько условно называют космологической рекомбинацией (см. Recombination), Вселенная оказалась прозрачной для электромагнитного излучения, которое отныне смогло распространяться на любые расстояния. Обретшие свободное существование световые кванты сохранились до наших дней (поэтому замечательный советский астрофизик Иосиф Шкловский предложил назвать это излучение реликтовым), и именно они были отловлены Пензиасом и Вильсоном.
Температура реликтового излучения уменьшается обратно пропорционально расширению космического пространства. Поскольку со времени высвобождения фотонов линейные размеры Вселенной возросли на три порядка, настолько же уменьшилась и степень нагрева (то есть энергия) реликтового излучения. Ныне она составляет 2,725 кельвина, так что первоначальная оценка Пензиаса и Вильсона, хотя и была несколько завышенной, все же удивительно близка к истине. Интенсивность микроволнового реликтового излучения достигает пика на волнах длиной в один миллиметр, не способных проникнуть сквозь земную атмосферу. Поэтому первооткрыватели фактически зарегистрировали лишь его длинноволновой хвост, а полный спектр определили гораздо позже с помощью высотных аэростатов и космических аппаратов. Однако общую форму этого спектра Пензиас и Вильсон определили исключительно точно, хотя их приборы были далеки от совершенства.
Реликтовое излучение несет чрезвычайно важную информацию о начальных стадиях эволюции Космоса. Анализ этой информации в последние десятилетия привел ко множеству замечательных открытий, многие из которых были отмечены высшими научными наградами, в том числе и Нобелевской премией.
Статья Пиблза и его соавторов о космическом чернотельном излучении стала началом торжества восходящей к Гамову теории горячего рождения Вселенной, которая без большой задержки превратилась в стандартную космологическую модель. Для ее развития и конкретизации потребовалось усилия множества ученых. Джеймс Пиблз на протяжении десятилетий находился в центре этих исследований, за что и получил Нобелевскую премию.
Его первый личный успех (без соавторов) не заставил себя ждать. Существование реликтового излучения в 1948 году предсказали Альфер и Херман, но в их основополагающей работе не был раскрыт механизм его возникновения — то есть, отделение излучения от вещества, вызванное рекомбинацией. Этот процесс был впервые описан в 1968 году Пиблзом (P. J. E. Peebles, 1968. Recombination of the Primeval Plasma) и независимо от него советскими физиками Я. Б. Зельдовичем, В. Г. Куртом и Р. А. Сюняевым (их статья — Рекомбинация водорода в горячей модели Вселенной).
Позднее Пиблз немало сделал для уточнения численной величины параметра Хаббла, и для теоретического и компьютерного моделирования формирования крупномасштабных структур Вселенной (галактик и галактических скоплений) из областей космической материи с повышенной плотностью, анализа моделей Вселенной в свете теории космологической инфляции и других вопросов современной космологии. В 1971 году он опубликовал очень влиятельную монографию Physical Cosmology, которая стала учебником для двух поколений студентов и аспирантов. В следующем десятилетии Пиблз стал одним из главных создателей космологической модели плоской Вселенной, содержащей обычное вещество и холодную темную материю (CDM cosmological mode). Она сыграла немалую роль в развитии космологии вплоть до открытия ускоренного расширения Вселенной в самом конце прошлого века, когда ей на смену пришла модель с космологическим членом (ΛCDM cosmological model). Пиблз внес большой вклад в анализ угловых спектров температуры реликтового излучения, которые предписываются этой моделью, и сравнение теоретических прогнозов с наблюдениями. В каком-то смысле эти исследования подготовили космологию к адаптации теории инфляционного расширения Вселенной, развитой Аланом Гутом, Полом Стейнхардтом, Андреем Линде и другими учеными в первой половине 1980-х годов.
Джеймс Пиблз и после перехода в статус почетного профессора работает на зависть ученым-ровесникам. В последние годы Пиблз интенсивно сотрудничает с радиоастрономами в изучении изолированных (то есть, не входящих в скопления) галактик, расположенных в окрестностях Млечного Пути. Все эти исследования шведские академики совершенно справедливо сочли достойными Нобелевской премии. А на будущий год издательство Принстонского университета опубликует его новую книгу Cosmology’s Century, An Inside History of Our Modern Understanding of the Universe. Несомненно, она будет очень интересной (и я, будучи историком науки, жду ее с большим нетерпением).
Теперь перейдем к швейцарским ученым. Мишель Майор родился в Лозанне 12 января 1942 года. В 1966 году он получил магистерскую степень по физике в Лозаннском университете, а пять лет спустя Женевская Обсерватория присудила ему степень доктора астрономии. До 1984 года он состоял там астрономом-наблюдателем, а потом перешел в Женевский университет, где в 1988 году стал ординарным профессором. В 1998–2004 годах он возглавлял также ассоциированную с университетом Женевскую обсерваторию. В 2007 году Майор вышел в отставку со званием почетного профессора, но до сих пор продолжает работать в обсерватории.
Иследовательские интересы Майора весьма многообраны. Он занимался статистикой двойных звезд, динамикой шаровых звездных скоплений (их также называют глобулярными кластерами или просто глобулярами), анализом структур различных галактик, и, в частности, Млечного Пути. С конца 1993 года он вместе с аспирантом Дидье Кело производил промеры радиальных скоростей почти полутора сотен звезд солнечного типа. Реализация этого проекта привела к открытию, увенчанному Нобелевской премией. До этого Майор удостоился множества наград, включая премию Бальцана (2000), медаль имени Альберта Эйнштейна (2004), премию Шао (2005), золотую медаль Королевского астрономического общества (2015) и премию Вольфа (2017), которую он разделил с Дидье Кело.
Дидье Кело моложе своего учителя на 24 года. Он родился 23 февраля 1966 года. В 1995 году он вместе с Майором проводил на спектрографе ELODIE измерения, которые позволили обнаружить планету, вошедшую в историю астрономии.
Теперь о самом открытии. На момент объявления Нобелевской премии было достоверно обнаружено более 4100 различных планет, обращающихся вокруг «нормальных» (то есть лежащих на главной последовательности) звезд и красных гигантов в нашей Галактике (до планет в соседних галактиках, даже ближайших, астрономия пока не добралась). Всего четверть века назад их количество равнялось нулю. И в том, что годом позже оно стало положительным, огромная заслуга новых нобелевских лауреатов.
Наверное, необходимо сделать небольшое пояснение, почему Нобелевский комитет отметил открытие Майора и Кело, хотя экзопланеты уже были открыты до них. Действительно, в 1992 году Александр Вольщан и Дэйл Фрэйл опубликовали статью A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12, основанную на результатах наблюдений, проведенных в 1990 году на радиотелескопе обсерватории Аресибо, в которой заявили об открытии планетной системы у пульсараPSR B1257+12. Он находится примерно в 2300 световых годах от нас в созвездии Девы.
Через два года Вольщан опубликовал еще одну статью с учетом большей наблюдательной статистики (A. Wolszczan, 1994. Confirmation of Earth-Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257 + 12), после которой сомнения в верности первоначальных выводов отпали, а их с Фрэйлом приоритет в открытии первых экзопланет был признан научным сообществом. Почему этот результат не удостоился Нобелевской премии?
Дело в том, что открытие околопульсарных планет интересно само по себе, но особых перспектив для астрономии не создает: их можно «ловить» чисто радиотехническими методами, фиксируя возмущения, которые оказывает планета на вращение луча пульсара. Планеты же около «нормальных» звезд — совсем другое дело, поэтому их обнаружение породило совершенно новую и чрезвычайно перспективную область астрономии и астрофизики.
Уже открытие горячих Юпитеров стало серьезной проблемой: раньше никто не ожидал, что газовые гиганты могут обращаться так близко от своих звезд. А потом посыпались другие открытия, иногда тоже парадоксальные. Все это создало интереснейший проблемный задел для планетологии.
Нельзя не учитывать и общественный интерес: поддержка поиска околозвездных планет гораздо больше вдруг найдут что-то землеподобное, а то и обитаемое! Особенно если речь идет о планетах вокруг звезд солнечного типа. Не случайно солнцеподобность звезды 51 Пегаса была особо подчеркнута в решении о награждении Майора и Кело.
Поиск экзопланет можно вести аналогично тому, как в свое время искали спутники Солнца, лежащие за Сатурном. Для этого достаточно просто смотреть в телескоп (точнее, в духе нашей высокотехнологичной эпохи, анализировать оцифрованные звездные снимки). В принципе (а с недавнего времени — и на практике) это вполне решаемая задача — был бы телескоп помощнее и мультипиксельная электронная матрица почувствительней. Однако шансы на успех не слишком велики. Вот простой пример: пусть на расстоянии каких-то 15 световых лет от Земли существует звезда солнечного типа. Она обладает газовой планетой юпитерианского размера, которая обращается вокруг нее опять-таки на юпитерианском расстоянии (около 5 астрономических единиц) и практически не отличается от Юпитера по степени нагрева атмосферы. На земном небе угловое расхождение между такой звездой и ее спутником составит приблизительно одну дуговую секунду, и такое разрешение доступно современным телескопам.
Проблема в другом — маловат контраст. В оптическом спектре мощность звездного излучения превышает отраженный планетарный отблеск в миллиард раз, а в инфракрасном диапазоне — в миллион. Поэтому подобные открытия возможны лишь в исключительных случаях. В 2004 году один из восьмиметровых телескопов Южной Европейской обсерватории зафиксировал планету с массой в 5 Юпитеров, обращающуюся вокруг коричневого карлика 2М 1207 (находится в 70 парсеках от Солнца) на расстоянии двух радиусов Нептуна (55 астрономических единиц). Французским и американским астрономам, которые год спустя опубликовали сообщение об этом открытии, крупно повезло. Материнская звезда светит настолько слабо, что инфракрасный контраст между ее излучением и планетарным светом составляет всего 100:1. Первая в истории астрономии прямая фотография звездно-планетной пары (сделанная с помощью адаптивной оптики) заслуженно попала на страницы газет. А в ноябре 2008 года американские астрономы сообщили о первой идентификации ранее неизвестной экзопланеты на фотоснимках в видимом свете (это небесное тело с массой от половины до трех масс Юпитера, обращается вокруг столь любимой фантастами звезды Фомальгаут из созвездия Южной Рыбы). Впрочем, можно надеяться, что новые изображения такого рода в следующем десятилетии принесет Космический телескоп имени Джеймса Уэбба и новое поколение наземных телескопов-гигантов.
Рис. 3.Слева: коричневый карлик 2M 2107 и его планета-компаньон 2M1207b; снимок сделан в ИК-диапазоне на телескопе VLT в 2004 году. Это первая экзопланета, которую удалось «сфотографировать» непосредственно. Справа:протопланетный диск, окружающий звезду Фомальгаут. Во врезке показано смещение планеты Дагон за два года. Фото с сайтов eso.org и spacetelescope.org
Хотя несветящиеся спутники даже близких звезд почти недоступны для прямого наблюдения, их существование подтверждают косвенные методы. А если конкретно, то наличие экзопланет выдают и аномалии движения материнских звезд, и специфические особенности их излучения. Астрономы находят экзопланеты с помощью именно таких — причем различных — ресурсов. И первый успех был как раз достигнут с помощью спектрографии звездного света.
Как она работает? Пусть с Земли орбита околозвездной планеты видна строго с ребра, а сама звезда движется в нашу сторону. Тогда движение планеты будет максимально влиять на радиальную скорость звезды по отношению к Земле (то есть, проекцию ее полной скорости на направление на Землю). Звезда и планета-спутник движутся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс, как будто находясь на противоположных концах стержня, проходящего через центр масс. Поэтому когда планета-спутник движется по направлению к Земле, радиальная скорость ее звезды немного снижается, и в соответствии с эффектом Доплера спектральные линии сместятся в красную сторону; когда же планета преодолеет ближайшую к нам точку орбиты и начнет «отдаляться», радиальная скорость ее звезды увеличится, а допплеровское смещение сместится в голубую сторону.
Рис. 4. Схема детектирования экзопланеты методом радиальных скоростей. Рисунок с сайта nobelprize.org
С точки зрения земных наблюдателей звездные спектрограммы будут качаться, как маятник. Поскольку планета обращается вокруг звезды по замкнутой траектории со стабильным периодом годом, подобные качания будут строго периодичными. Очень важно, что их можно выявить с помощью чувствительных спектроскопов. Этот метод работает, даже если угол наклона орбитальной плоскости планеты к направлению на Землю отличен от нуля (важно, чтобы он был меньше 90°, то есть чтобы луч зрения не был перпендикулярен орбитальной плоскости. Разумеется, длительность наблюдений должна составить не меньше планетарного года, а еще лучше — нескольких лет.
Как уже говорилось, методика доплеровского измерения периодических вариаций радиальных скоростей обеспечивает промеры лишь в одном направлении. Посмотрим, что они дают для идентификации планет.
Амплитуда осцилляций радиальной скорости для пары «звезда + одиночная планета» описывается простой формулой:
\[K=28{,}4P^{-\frac13}M_{\mathrm p}\sin\alpha\cdot (M_{\mathrm p}+ M_{\mathrm s})^{-\frac23}(1-e^2)^{-\frac12},\]Где К — амплитуда в метрах в секунду, P — период планеты в земных годах, Mp — масса планеты в долях массы Юпитера, α — угол между нормалью к орбитальной плоскости планеты и направлением на Землю, Ms — масса звезды в солнечных массах, e — эксцентриситет планетарной орбиты.
Если предположить, что масса планеты много меньше звездной массы, формула упрощается:
\[K=28{,}4P^{-\frac13}M_{\mathrm p}\sin\alpha\cdot M_{\mathrm s}^{-\frac23}(1-e^2)^{-\frac12}.\]Допустим, что обитатели далекой экзопланеты наблюдают Солнечную систему — для простоты, с ребра (то есть для них \(\alpha=90^\circ\)). Они смогут вычислить, что Юпитер в одиночку вызывает осцилляции радиальной скорости Солнца с амплитудой 12,5 м/сек. Такие сдвиги они смогли бы обнаружить с помощью приборов, которыми располагали их земные коллеги в конце прошлого столетия.
А что еще дают доплеровские измерения радиальных скоростей? Если известен спектральный класс звезды, а тем самым, пусть и приблизительно, ее масса, то период обращения планеты определяется элементарно — он совпадает с длительностью полного цикла изменений радиальной скорости. С эксцентриситетом дело обстоит сложнее, но он тоже поддается оценке. В случае круговой орбиты (e = 0) кривая осцилляций скорости представляет собой правильную синусоиду. Графики эллиптических орбит выглядят иначе, но астрономы умеют их читать. Зная период обращения и эксцентриситет, можно легко вычислить и большую, и малую полуось планетарного эллипса.
Выходит, что спектроскопические измерения позволяют определить значения параметров K, P, Ms и e. Подставив их в формулу, можно выяснить, чему равна масса планеты, помноженная на синус альфы. А как вычислить эту массу? Увы, однозначного ответа не существует. Современные методы не позволяют измерить злополучную альфу. Поэтому доплеровские промеры звездных качаний определяют не реальную массу планеты-спутника, а лишь ее нижнюю границу. Иначе говоря, можно утверждать, что реальная масса во всяком случае не меньше определенной величины. К слову, именно по этой причине пока не удалось выявить природу спутника звезды HD 114762. Нижний предел его массы — 10 Юпитеров. Отсюда уже недалеко и до зоны коричневых карликов, которая, по последним данным, начинается с 13 масс Юпитера.
Взглянем на формулу еще раз. Очевидно, что осцилляции скорости тем значительней, чем больше масса планеты и чем короче время ее полного оборота вокруг звезды (или, что то же самое, чем меньше большая полуось ее орбиты). Не стоит забывать, что для определения параметров короткопериодической орбиты за звездой нужно наблюдать в течение дней, недель, пусть месяцев, но все же не долгих лет. Это означает, что данный метод чрезвычайно подходит для идентификации тяжелых газовых гигантов, обращающихся вблизи своих звезд и сильно нагретых их излучением — иначе говоря, горячих Юпитеров. Множество таких планет уже угодило в копилку к астрономам.
Охотники за экзопланетами осознали возможности этого метода еще в 1970-е годы. И не просто осознали, а принялись за работу. В 1988 году канадские астрономы Брюс Кэмпбелл, Гордон Уолкер и Стефенсон Янг сообщили, что им предположительно удалось обнаружить темный спутник звезды Гамма Цефея (B. Campbell et al., 1988. A search for substellar companions to solar-type stars). Однако они признали, что их аппаратура недостаточно чувствительна, чтобы уверенно претендовать на открытие. Четыре года спустя их выводы были поставлены под сомнение, но в 2003 году полностью подтверждены (A. P. Hatzes et al., 2003. A Planetary Companion to γ Cephei A).
В начале 1990-х годов несколько научных групп всерьез занимались спектрометрическим поиском как несветящихся, так и очень тусклых компаньонов звезд солнечного типа. Этим методом они надеялись обнаружить не только экзопланеты, но и давно предсказанные теоретиками коричневые карлики — инфракрасные звезды с массой меньше 8% массы Солнца, в недрах которых прекратилось термоядерное горение обычного водорода (правда, там может гореть дейтерий, но его запасов не хватит надолго). Все эти надежды оправдались в 1995 году, по занятному совпадению почти одновременно.
Среди многочисленных охотников за экзопланетами вырвались вперед три миниколлектива. Один составили Кэмпбелл и Уолкер, второй — американцы Джеффри Марси и Пол Батлер (химик, но с астрономическими устремлениями), и третий — Мэйор и Кело. Канадцы вполне могли добиться успеха первыми, поскольку больше других сделали для разработки приборов, позволяющих заметить звездные качели. Однако им не повезло — в 1994 году они опять сделали заявку на возможное открытие экзопланеты, но их выводы не подтвердились. Американцам удача улыбнуться тоже никак не желала. В том же 1994 году Марси сообщил, что они отмониторили треть списка отобранных звезд, но положительных результатов так и не получили.
Тем временем не дремали и швейцарцы. Они приступили к систематическому поиску экзопланет, используя спектрометр высокого разрешения ELODIE, смонтированный на 193-сантиметровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Этот уникальный прибор, созданный при непосредственном участии Майора, вступил в действие в конце 1993 года. Осенью следующего года Майор и Кело обнаружили, что одна из наблюдавшихся звезд, 51 Пегаса, демонстрирует колебания радиальной скорости с периодом около четырех земных суток. Когда этот результат подтвердили две группы американских астрофизиков, Майор и Кело решились на его публикацию. 23 ноября 1995 года в Nature была опубликована их статья, из которой мир узнал о долгожданном открытии планеты, обращающейся вокруг вполне рядовой звезды главной последовательности (M. Mayor and D. Queloz, 1995. A Jupiter-mass companion to a solar-type star). Всего через несколько недель Марси и Батлер сообщили о регистрации еще двух планет массой в несколько Юпитеров, обращающихся вокруг звезд 70 Девы и 47 Большой Медведицы. С тех пор планетарная астрономия раз и навсегда вышла за пределы Солнечной системы. А дальше подобные открытия посыпались одно за другим.
Астрономы сразу заметили, что новооткрытая планета 51 Пегаса b ничем не походит на спутники Солнца. Она обращается по круговой траектории с радиусом в 7,5 миллионов километров, совершая один оборот всего за 4,2 суток. И при этом обладает весьма солидной массой — около 0,47 массы Юпитера. Для сравнения, крошечный Меркурий никогда не подходит к Солнцу ближе, чем на 46 миллионов километров и его полный оборот составляет 88 суток. Температура ее поверхности равна 1300 кельвинов — в десять раз больше, чем у Юпитера. Таким образом, Майор и Кело открыли первую планету из того семейства, которое позднее стали называть горячими юпитерами. Обе экзопланеты, о которых сообщили американцы, принадлежат той же группе.
Успешная погоня за экзопланетами не только дала астрономии богатейшую информацию, но также привлекла к этой науке общественное внимание и сильно увеличила ее престиж. А это благоприятно отразилось на финансировании новых проектов. Поэтому нет ничего удивительного, что в нашем столетии были предприняты очень серьезные усилия для разработки приборов следующих поколений, предназначенных для такого поиска. Благодаря этому число известных экзопланет растет быстрыми темпами, особенно в последние годы (1030 штук — к концу июля 2015 года, свыше 4100 — сейчас). Так что Майор и Кело действительно вывели астрономию на новый путь. Конечно, им в спину дышали другие группы, которые независимо сделали аналогичные открытия лишь чуть позже. Но Нобелевские премии все же достаются первоткрывателям.
Что общего у Нобелевских премий по физике 2019 года? Лауреатами стали ученые, выполнившие фундаментальные исследования в области астрофизики и (в случае Пиблза) космологии. Однако же с разных позиций — Пиблз чистый теоретик, Майор и Кело — наблюдатели (конечно, в современном смысле). При этом и Пиблз, и Майор с Кело своими работами открыли огромное богатство новых путей в изучении Большого Космоса. Думаю, что именно поэтому шведские академики и присудили им совместную премию.
Алексей Левин