вопросом: где же эти тела сейчас?
Не могли же они просто исчезнуть! Значит, они где‐то существуют! Вряд ли многие из них могли приобрести скорости, достаточно высокие для того, чтобы покинуть Млечный Путь. Значит, они все еще должны быть где‐то в пределах Галактики, вращаясь вокруг ее центра вместе с Солнцем и другими звездами. И если задуматься об этом, получится, что в межзвездном пространстве таких бродячих планет должно быть достаточно много. В конце концов, звезды и планетные системы образуются с тех пор, как Вселенная достигла возраста в несколько сот миллионов лет, и с тех пор сменилось уже несколько поколений звезд. Если каждая из новорожденных планетных систем добавляла еще несколько объектов к числу бродячих планет, то общее количество «бродяг» может оказаться больше, чем число планет, вращающихся вокруг звезд! Теоретики даже предположили, что планет‐странниц может быть вдвое, вдесятеро, а то и в тысячи раз больше, чем обычных. Вполне возможно, что межзвездное пространство просто кишит ими!
Но если это так, то почему нами открыто так мало бродячих планет? Чтобы дать ответ на этот вопрос, спросите себя, как бы вы стали их искать. Как и все экзопланеты, «бродяги» не излучают собственного света, а отраженный от их поверхностей свет далеких звезд слишком слаб. Это значит, что их бесполезно искать при помощи обычных оптических телескопов. Планеты‐странницы излучают волны в инфракрасном диапазоне – об этом мы поговорим чуть позже, – но наши возможности поиска подобных волн очень ограничены. В общем, планета‐бродяга может разве что случайно оказаться в поле, куда мы наведем наш инфракрасный приемник для каких‐то других целей.
Еще один метод регистрации бродячих планет разработан на основе общей теории относительности. В 1919 году британский астроном Артур (впоследствии – сэр Артур) Эддингтон (1882–1944) поразил весь мир, подтвердив предсказание Альберта Эйнштейна: световые лучи, посланные далекими звездами, должны изгибаться, проходя мимо Солнца. Современные астрономы превратили это свойство света в инструмент для обнаружения материи, которую трудно заметить другими способами. Явление, на котором основан этот способ регистрации, называется гравитационным линзированием.
Чтобы понять, как этот метод работает и как его можно использовать для поиска планет‐странниц, представим себе, что такая планета пересекла луч зрения, соединяющий далекую звезду и земного наблюдателя. Луч света, который послала звезда и который прошел бы мимо Земли, если бы на его пути не встретилась бродячая планета, будет изогнут притяжением планеты и поэтому попадет в телескоп земного наблюдателя. Проследив обратный ход луча, зарегистрированного его телескопом, наблюдатель увидит, что этот свет выходит из точки, положение которой немного отличается от истинного положения звезды. И так как сказанное будет выполняться для всех лучей, испущенных звездой во все стороны, в результате прохождения бродячей экзопланеты между наблюдателем и звездой изображение звезды в телескопе из точки превратится в кольцо. Простейший способ это наглядно изобразить – представить себе, что из звезды выходит конус света, все лучи которого изгибаются под действием притяжения планеты‐бродяги и сходятся в фокус там, где находится земной наблюдатель. Это и есть гравитационное линзирование, а получившееся в результате изгибания лучей кольцеобразное изображение звезды астрономы назвали кольцом Эйнштейна – в честь человека, работы которого позволили нам понять это явление. Следует еще заметить, что если путь бродячей планеты немного отклоняется от луча зрения между звездой и Землей, то мы вместо кольца увидим дугу.
Астрономы, изучающие галактики, давно уже пользуются гравитационным линзированием, чтобы регистрировать слишком тусклые объекты, которые не поддаются фиксации обычными методами. В таких случаях удаленным источником света служит другая галактика, отстоящая от Земли сильнее, чем наша собственная, а в остальном дело обстоит точно так же. Масса исследуемой галактики служит линзой, изгибающей световые лучи от более далекой галактики и превращающей ее крохотное изображение в дугу или кольцо. И хотя пока масштабный поиск бродячих экзопланет этим методом еще не проводился, при помощи гравитационного линзирования уже было более или менее случайно зарегистрировано несколько планет‐странниц.
Итак, процесс бродячих планет, по сути, представляет собой фиксацию случаев, когда точечные изображения звезд превращаются на время в дуги или кольца, а затем возвращаются к прежнему виду. В каком‐то смысле это напоминает способ, которым космический телескоп «Кеплер» искал обычные экзопланеты. Он отслеживал световые потоки от примерно 150 000 звезд, регистрируя временные потускнения их света, вызванные прохождением планет по диску звезды. В целом нетрудно спланировать подобное исследование большого количества звезд при помощи космического телескопа, фиксируя временные превращения их изображений в кольца Эйнштейна. И если число планет‐странниц настолько велико, как мы думаем, этот поиск должен, конечно же, принести нам информацию о множестве из них.
Полуденная тьма
Условия окружающей среды на бродячей планете зависели бы от множества факторов. Наши компьютерные модели, например, говорят о том, что во внутренней части Солнечной системы вокруг Солнца когда‐то обращалось более десятка планет размером с Марс. Столкновение прото-Земли с одной из таких планет привело к образованию Луны. Бродячие планеты столь малых размеров из‐за своей небольшой массы быстро потеряли бы свое тепло и превратились бы в холодные мертвые миры, а их атмосферы либо рассеялись бы вследствие гравитационной диссипации, либо превратились в тонкий слой льда на поверхности.
С другой стороны, сверхземля, вроде Громадины из следующей главы, могла бы иметь совершенно иную судьбу. Для начала ей вовсе не обязательно было бы терять свою атмосферу, и у нее было бы в придачу как минимум два важных источника энергии: остаточное тепло, сохранившееся с момента ее образования, и радиоактивность. Первый из этих источников возник в то время, когда планета еще обращалась вокруг материнской звезды, стягивая на себя вещество из протопланетной туманности и разогреваясь в результате каждого соударения. После того, как это тепло накопится в достаточном количестве, оно может рассеиваться очень долго. Земля, например, полностью расплавилась еще в процессе своего образования, но и по сей день добрая половина тепла, поступающего из ее недр, – остатки накопленного в те времена. Вторая половина тепла, поднимающегося из недр Земли, – результат радиоактивного распада долгоживущих элементов, например урана. Но важнее всего то, что после образования планеты оба эти источника будут работать вне зависимости от того, обращается она по‐прежнему вокруг своей звезды или улетает в глубокий космос.
Если бродячая планета – газовый гигант вроде Юпитера или Сатурна, и у нее есть спутники, это дает еще один возможный источник тепла. Процесс, вышвырнувший нашу планету из родной системы, может оказаться недостаточно мощным, чтобы разорвать притяжение между планетой и ее лунами, так что мы можем предположить, что планета покинула свою систему вместе со всеми своими спутниками. В этом случае луны будут продолжать подвергаться приливному
