SETI: Поиск Внеземного Разума

4.3.2. Оценка факторов, входящих в формулу Дрейка.

Из всех факторов, входящих в формулу Дрейка, на основе современных данных, можно, более или менее точно, оценить только астрономические величины: N_∗ , Т и R

_∗. С точностью до коэффициента 2 они равны:

N_∗ =

2 • 10¹¹ звезд, Т = 10¹⁰ лет, R

_∗ = 20 зв./год. (4.7)

Оценка остальных факторов менее определенная.

Фактор f_p , по-видимому, близок к единице. Это следует из современных представлений о формировании планетных систем в едином процессе со звездообразованием. В п. 2.1.3 мы отмечали, что у звезд спектральных классов более поздних, чем F5, на определенном этапе эволюции формируется протопланетный диск, которому передастся основная доля вращательного момента протозвезды. Из этих представлений, подтверждаемых наблюдаемым распределением скоростей вращения звезд различных спектральных классов, следует, что все звезды спектральных классов от F5 до М имеют планетные системы. Атак как эти звезды составляют подавляющее большинство (более 99 %) всех звезд Галактики, то можно положить f_p

≈ 1.

Дополнительным аргументом в пользу такой оценки является широкая распространенность двойных и кратных систем среди звезд. В п. 2.1.2 мы видели, что от 50 до 70 % звезд представляют собой системы той или иной степени кратности. А по некоторым данным, с учетом звезд малой массы, доля кратных систем может возрасти до 90 %. Среди компонентов этих систем встречаются и массивные горячие гиганты, и обычные звезды, и белые карлики, и нейтронные звезды, и «черные дыры». Встречаются среди них и темные спутники, представляющие собой промежуточные тела между планетами и звездами. Но коль скоро это так, то естественно допустить, что существуют и такие системы, в которых меньшие компоненты уже настолько малы, что достигают планетных размеров. В этом смысле одиночные звезды с планетными системами можно рассматривать как предельный случай кратных систем с очень малыми массами компонент. С другой стороны, как мы видели, и в самих кратных системах могут существовать планеты, обращающиеся сразу вокруг обеих звезд, в случае тесных пар, или вокруг каждого из компонент кратной системы, в случае достаточно широких систем. Наконец, наличие богатых семейств спутников у больших планет нашей Солнечной системы тоже говорит о том, что процессы фрагментации при образовании небесных тел, по-видимому, достаточно типичны и должны приводить к образованию планетных систем у звезд.

Но все это качественные соображения. В последние годы они получили наблюдательное подтверждение, когда с помощью инфракрасных наблюдений (главным образом, на спутнике «ИРАС») вокруг многих звезд были обнаружены пылевые оболочки, часть из которых представляют собой формирующиеся протопланетные диски.

Разумеется, наибольший интерес представляет непосредственное обнаружение уже сформировавшихся планетных систем у других звезд. Эта проблема давно привлекает внимание астрономов. До самого последнего времени она казалась практически неразрешимой. Было предложено немало остроумных методов обнаружения планет у других звезд, однако достигнутой точности измерения было недостаточно, чтобы реализовать их на практике. Прорыв был достигнут в 90-х годах XX века, и это сразу привело к обнаружению планет у большого числа звезд.

Отметим, что непосредственно наблюдать планеты даже у самых близких к нам звезд с помощью современных телескопов практически невозможно. Это связано не только с очень малым световым потоком (световой поток от Венеры приблизительно в миллиард раз меньше светового потока от Солнца), но и с гем, что планета расположена от нас почти точно в том же направлении, что и ее звезда. При таких условиях слабое излучение планеты будет теряться в ослепительных лучах ее собственной звезды. Чтобы «убрать» излучение звезды, можно использовать «звездный коронограф», в котором излучение звезды экранируется аналогично тому, как это делается в солнечных коронографах, позволяющих наблюдать солнечную корону вне затмения. Правда, надо иметь в виду, что соотношение яркостей солнце/корона на много порядков ниже (благоприятнее для наблюдения), чем соотношение звезда/планета. Но убрать звездный свет еще недостаточно, надо суметь разделить изображение звезды и планеты. Для ближайших звезд (и только для них!) это возможно. Однако «звездные коронографы» пока не созданы, и реальные возможности связывают с косвенными методами обнаружения планет. Основные из них — астрометрический метод и метод лучевых скоростей.