В кoсмосе стало тяжелей измеpять расстoяние: у маяка Вселеннoй нашли спутник

Что бы ни говорили астрофизики о трёхмерном, шестимерном или даже одиннадцатимерном пространстве, астроном видит Вселенную двумерной. Происходящее в Космосе наблюдается им в проекции на небесную сферу.

На плоском экране мы видим всю сложность жизни Вселенной. Как же измеряют учёные космические расстояния? Как отличают близкую звезду от далёкой?  Откуда известно, что до альфа Центавра — 4 световых лет? Блеск у тусклой, но близкой звезды, и яркой, но далёкой звезды,  бывает одинаковым. Где они, достаточно надёжные способы определения расстояний от Земли до самых разных точек Вселенной? Как измерить расстояние, если до предмета не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора?

На помощь приходит метод триангуляции, широко применяемый в обычной земной геодезии. Выбираем отрезок известной длины — базу, измеряем из его концов углы, под которыми видна недоступная по тем или иным причинам точка, а затем простые тригонометрические формулы дают искомое расстояние. Когда мы переходим с одного конца базы на другой, видимое направление на точку меняется, она сдвигается на фоне далёких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом. Величина его тем меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база.

Для измерения расстояний до звёзд приходится брать максимально доступную астрономам базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звёзд на небе называют годичным параллаксом. Измерить его пытался ещё Тихо Браге, которому пришлась не по душе идея Коперника о вращении Земли вокруг Солнца, и он решил её проверить (параллаксы ведь ещё доказывают и орбитальное движение Земли).

Проведенные измерения были впечатляющими для XVI века. Их точность — около одной минуты дуги. Но для измерения параллаксов этого было совершенно недостаточно, о чем сам Браге не догадывался, и заключил, что система Коперника неверна.

Следующее наступление на параллакс предпринял в 1726 году англичанин Джеймс Брэдли, будущий директор Гринвичской обсерватории. Поначалу казалось, что ему улыбнулась удача: выбранная для наблюдений звезда гамма Дракона действительно в течение года колебалась вокруг своего среднего положения с размахом 20 секунд дуги. Однако направление этого смещения отличалось от ожидаемого для параллаксов, и Брэдли вскоре нашёл правильное объяснение: скорость движения Земли по орбите складывается со скоростью света, идущего от звезды, и меняет его видимое направление. Подобно тому, как капли дождя оставляют наклонные дорожки на стеклах автобуса. Это явление получило название годичной аберрации. Оно стало первым прямым доказательством движения Земли вокруг Солнца, но не имело никакого отношения к параллаксам.

Лишь спустя столетие точность угломерных инструментов достигла необходимого уровня. В конце 30-х годов XIX века, по выражению Джона Гершеля, «стена, мешавшая проникновению в звёздную Вселенную, была пробита почти одновременно в трёх местах».

1. В 1837 году Василий Яковлевич Струве (директор Дерптской обсерватории, а позднее — Пулковской) опубликовал измеренный им параллакс Веги — 0,12 угловой секунды.
2. Фридрих Вильгельм Бессель сообщил, что параллакс звезды 61-й Лебедя составляет 0,3″.
3. Шотландский астроном Томас Гендерсон, работавший в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды, измерил параллакс в системе альфа Центавра — 1,16″.

Правда, позднее выяснилось, что значение завышено в 1,5 раза. На всём небе нет ни одной звезды с параллаксом больше 1 секунды дуги.

Для расстояний, измеренных параллактическим методом, была введена специальная единица длины — парсек (от параллактическая секунда, пк).

В одном парсеке содержится 206 265 астрономических единиц, или 3,26 светового года.

До самой близкой к нам звездной системе альфа Центавра 1/0,76 = 1,3 парсека, или 270 тысяч астрономических единиц. Тысяча парсек называется килопарсеком (кпк), миллион парсек — мегапарсеком (Мпк), миллиард — гигапарсеком (Гпк)

Измерение чрезвычайно малых углов требовало технической изощрённости и огромного усердия. Бессель, например, обработал более 400 отдельных наблюдений 61-й Лебедя, однако после первого прорыва дело пошло легче.

К 1890 году были измерены параллаксы уже трёх десятков звёзд, а когда в астрономии стала широко применяться фотография, точное измерение параллаксов и вовсе было поставлено на поток.

Измерение параллаксов — единственный метод прямого определения расстояний до отдельных звёзд. Но при наземных наблюдениях атмосферные помехи не позволяют параллактическим методом измерять расстояния свыше 100 пк. Для Вселенной это не очень большая величина.

«Здесь недалеко, парсеков сто» —говорил Громозека.

В 2005 году Андреас Брунталер (Германия) и его коллеги определили расстояние до галактики М33 (730 кпк), сопоставив угловое смещение мазеров со скоростью вращения этой звездной системы. А годом позже Йе Зу (КНР) применил классический метод параллаксов к «местным» мазерным источникам, чтобы измерить расстояние (2 кпк) до одного из спиральных рукавов нашей Галактики. Дальше всех удалось продвинуться в 1999 году Дж. Хернстину (США). Отслеживая движение мазеров в аккреционном диске вокруг чёрной дыры в ядре активной галактики NGC 4258, астрономы определили, что эта система удалена от нас на расстояние 7,2 Мпк. На сегодняшний день это абсолютный рекорд геометрических методов.

Прорыв в области фотометрических методов случился с приходом в астрономию фотографии. В начале XX века Обсерватория Гарвардского колледжа вела масштабную работу по определению блеска звёзд по фотопластинкам. Особое внимание уделялось переменным звёздам, блеск которых испытывает колебания. Изучая переменные звёзды особого класса — цефеиды — в Малом Магеллановом Облаке, Генриетта Левитт заметила, что чем они ярче, тем больше период колебания их блеска: звёзды с периодом в несколько десятков дней оказались примерно в 40 раз ярче звёзд с периодом порядка суток.

Поскольку все цефеиды Левитт находились в одной и той же звёздной системе (Малом Магеллановом Облаке) можно было считать, что они удалены от нас на одно и то же (пусть и неизвестное) расстояние. Разница в их видимом блеске связана с реальными различиями в светимости. Оставалось определить геометрическим методом расстояние до одной цефеиды, чтобы прокалибровать всю зависимость и получить возможность, измерив период, определять истинную светимость любой цефеиды, а по ней расстояние до звезды и содержащей её звёздной системы.
Но, к сожалению, в окрестностях Земли нет цефеид. Ближайшая из них — Полярная звезда — удалена от Солнца, как мы теперь уже знаем, на 130 пк, то есть находится вне пределов досягаемости для наземных параллактических измерений. Это не позволяло перекинуть мостик напрямую от параллаксов к цефеидам, и астрономам пришлось возводить конструкцию, которую теперь образно называют лестницей расстояний.

Изменение блеска цефеиды в галактике М100. По периоду колебаний блеска оценивается её светимость. А по светимости и видимому блеску — расстояние до галактики. Расстояние до звёздных скоплений определяют методом подгонки главной последовательности.

К счастью для астрофизики, примерно в двух десятках рассеянных скоплений обнаружены цефеиды. Поэтому, измерив расстояния до этих скоплений с помощью подгонки главной последовательности, можно «дотянуть лестницу» и до цефеид, которые оказываются на её третьей ступени.

В роли индикатора расстояний цефеиды очень удобны: их относительно много — они найдутся в любой галактике и даже в любом шаровом скоплении, а будучи звёздами-гигантами, они достаточно ярки, чтобы измерять по ним межгалактические дистанции. Благодаря этому они заслужили много громких эпитетов, вроде «маяков Вселенной» или «верстовых столбов астрофизики».

Цефеидная «линейка» протягивается до 20 Мпк — это примерно в сто раз больше размеров нашей Галактики. Дальше их уже не различить даже в мощнейшие современные инструменты, и, чтобы подняться на четвертую ступень лестницы расстояний, нужно что-то поярче.

Наиболее мощный внегалактический метод измерения расстояний основан на закономерности, известной как соотношение Талли—Фишера: чем ярче спиральная галактика, тем быстрее она вращается.

Когда галактика видна с ребра или под значительным наклоном, половина её вещества из-за вращения приближается к нам, а половина — удаляется, что приводит к расширению спектральных линий вследствие эффекта Доплера. По этому расширению определяют скорость вращения, по ней — светимость, а затем из сравнения с видимой яркостью — расстояние до галактики. И, конечно, для калибровки этого метода нужны галактики, расстояния до которых уже измерены по цефеидам. Метод Талли—Фишера весьма дальнобойный и охватывает галактики, удалённые от нас на сотни мегапарсек, но и у него есть предел, поскольку для слишком далёких и слабых галактик не получить достаточно качественных спектров.

В несколько большем диапазоне расстояний действует еще одна «стандартная свеча» — сверхновые типа Ia. Вспышки таких сверхновых представляют собой «однотипные» термоядерные взрывы белых карликов с массой чуть выше критической (1,4 массы Солнца). Поэтому у них нет причин сильно варьироваться по мощности. Наблюдения таких сверхновых в близких галактиках, расстояния до которых удаётся определить по цефеидам, как будто бы подтверждают это постоянство, и потому космические термоядерные взрывы широко применяются сейчас для определения расстояний. Они видны даже в миллиардах парсек от нас, но зато никогда не знаешь, расстояние до какой галактики удастся измерить, ведь заранее неизвестно, где именно вспыхнет очередная сверхновая.

Продвинуться ещё дальше позволяет пока лишь один метод — красные смещения.

Его история начинается с XX веком. В 1915 году американец Весто Слайфер, изучая спектры галактик, заметил, что в большинстве из них линии смещены в красную сторону относительно «лабораторного» положения. В 1924 году немец Карл Виртц обратил внимание, что это смещение тем сильнее, чем меньше угловые размеры галактики. Однако свести эти данные в единую картину удалось только Эдвину Хабблу в 1929 году.

Согласно эффекту Доплера красное смещение линий в спектре означает, что объект удаляется от нас. Сопоставив спектры галактик с расстояниями до них, определенными по цефеидам, Хаббл сформулировал закон: скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Коэффициент пропорциональности в этом соотношении получил название постоянной Хаббла.

Тем самым было открыто расширение Вселенной, а вместе с ним возможность определения расстояний до галактик по их спектрам, конечно, при условии, что постоянная Хаббла привязана к каким-то другим «линейкам». Сам Хаббл выполнил эту привязку с ошибкой почти на порядок, которую удалось исправить только в середине 1940-х годов, когда выяснилось, что цефеиды делятся на несколько типов с разными соотношениями «период — светимость». Калибровку выполнили заново с опорой на «классические» цефеиды, и только тогда значение постоянной Хаббла стало близким к современным оценкам: 50— 100 км/с на каждый мегапарсек расстояния до галактики.

Сейчас по красным смещениям определяют расстояния до галактик, удалённых от нас на тысячи мегапарсек. Правда, в мегапарсеках эти расстояния указывают только в популярных статьях. Дело в том, что они зависят от принятой в расчётах модели эволюции Вселенной, и к тому же в расширяющемся пространстве не вполне ясно, какое расстояние имеется в виду: то, на котором была галактика в момент испускания излучения, либо то, на котором она находится в момент его приёма на Земле, или же расстояние, пройденное светом, на пути от исходной точки до конечной. Поэтому астрономы предпочитают указывать для далеких объектов только непосредственно наблюдаемую величину красного смещения, не переводя её в мегапарсеки.

Красные смещения — это единственный на сегодня метод оценки «космологических» расстояний, сопоставимых с «размером Вселенной», и вместе с тем это, пожалуй, самая массовая техника. В июле 2007 года опубликован каталог красных смещений 77 418 767 галактик. Правда, при его создании использовалась несколько упрощенная автоматическая методика анализа спектров, и поэтому в некоторые значения могли вкрасться ошибки.

Выстраиваем нашу лестницу к окраинам Вселенной

Мы умалчали о фундаменте, на котором Вселенная покоится. Между тем метод параллаксов даёт расстояние не в эталонных метрах, а в астрономических единицах, то есть в радиусах земной орбиты, величину которой тоже удалось определить далеко не сразу. Так что оглянемся назад и спустимся по лестнице космических расстояний на Землю.

Удалённость Солнца попытался определить Аристарх Самосский, предложивший гелиоцентрическую систему мира за полторы тысячи лет до Коперника. У него получилось, что Солнце находится в 20 раз дальше от нас, чем Луна. Эта оценка, как мы теперь знаем, заниженная, продержалась вплоть до эпохи Кеплера. Тот, хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх.

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца получили Жан Доминик Кассини и Жан Рише. В 1672 году, во время противостояния Марса, они измерили его положение на фоне звёзд одновременно из Парижа (Кассини) и Кайенны (Рише). Расстояние от Франции до Французской Гвианы послужило базой параллактического треугольника, из которого они определили расстояние до Марса, а затем по уравнениям небесной механики вычислили астрономическую единицу, получив значение 140 миллионов километров.

На протяжении следующих двух веков главным инструментом для определения масштабов Солнечной системы стали прохождения Венеры по диску Солнца. Наблюдая их одновременно из разных точек земного шара, можно вычислить расстояние от Земли до Венеры, а отсюда и все остальные расстояния в Солнечной системе.

В XVIII—XIX веках это явление наблюдалось четырежды: в 1761, 1769, 1874 и 1882 годах. Эти наблюдения стали одними из первых международных научных проектов. Снаряжались масштабные экспедиции (английской экспедицией 1769 года руководил знаменитый Джеймс Кук), создавались специальные наблюдательные станции…

И если в конце XVIII века Россия лишь предоставила французским учёным возможность наблюдать прохождение со своей территории (из Тобольска), то в 1874 и 1882 годах российские учёные уже принимали активное участие в исследованиях.

Исключительная сложность наблюдений привела к значительному разнобою в оценках астрономической единицы — примерно от 147 до 153 миллионов километров. Более надежное значение — 149,5 миллиона километров — было получено только на рубеже XIX—XX веков по наблюдениям астероидов. Результаты этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли. В конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами.

Только во второй половине XX века в распоряжении учёных появились принципиально новые способы определения космических расстояний — лазерная и радиолокация. Они позволили в сотни тысяч раз повысить точность измерений в Солнечной системе. Погрешность радиолокации для Марса и Венеры составляет несколько метров, а расстояние до уголковых отражателей, установленных на Луне, измеряется с точностью до сантиметров. Принятое же на сегодня значение астрономической единицы составляет 149 597 870 691 метр.

Столь радикальный прогресс в измерении астрономической единицы по-новому поставил вопрос о расстояниях до звёзд. Точность определения параллаксов ограничивает атмосфера Земли. Поэтому еще в 1960-х годах возникла идея вывести угломерный инструмент в космос. Реализовалась она в 1989 году с запуском европейского астрометрического спутника «Гиппарх».

Это название — устоявшийся, хотя формально и не совсем правильный перевод английского названия HIPPARCOS, которое является сокращением от High Precision Parallax Collecting Satellite («спутник для сбора высокоточных параллаксов») и не совпадает с англоязычным написанием имени знаменитого древнегреческого астронома — Hipparchus, автора первого звёздного каталога.

Создатели спутника поставили перед собой очень амбициозную задачу: измерить параллаксы более 100 тысяч звезд с миллисекундной точностью, то есть «дотянуться» до звёзд, находящихся в сотнях парсек от Земли. Предстояло уточнить расстояния до нескольких рассеянных звёздных скоплений, в частности Гиад и Плеяд. Появлялась возможность «перепрыгнуть через ступеньку», непосредственно измерив расстояния до самих цефеид.

Экспедиция началась с неприятностей. Из-за сбоя в разгонном блоке «Гиппарх» не вышел на расчётную геостационарную орбиту и остался на промежуточной сильно вытянутой траектории. Специалистам Европейского космического агентства всё же удалось справиться с ситуацией, и орбитальный астрометрический телескоп успешно проработал 4 года.

Ещё столько же продлилась обработка результатов. В 1997 году в свет вышел звёздный каталог с параллаксами и собственными движениями 118 218 светил, в числе которых было около двухсот цефеид.

Самым непонятным оказался результат для Плеяд — предполагалось, что «Гиппарх» уточнит расстояние, которое прежде оценивалось в 130—135 парсек, однако на практике оказалось, что «Гиппарх» его исправил, получив значение всего 118 парсек.

Принятие нового значения потребовало бы корректировки как теории эволюции звёзд, так и шкалы межгалактических расстояний. Это стало бы серьёзной проблемой для астрофизики, и расстояние до Плеяд стали тщательно проверять. К 2004 году несколько групп независимыми методами получили оценки расстояния до скопления в диапазоне от 132 до 139 пк. Начали раздаваться обидные голоса с предположениями, что последствия вывода спутника на неверную орбиту всё-таки не удалось окончательно устранить. Тем самым под вопрос ставились вообще все измеренные им параллаксы.

Команда «Гиппарха» была вынуждена признать, что результаты измерений в целом точны, но, возможно, нуждаются в повторной обработке. Дело в том, что в космической астрометрии параллаксы не измеряются непосредственно. Вместо этого «Гиппарх» на протяжении четырёх лет раз за разом измерял углы между многочисленными парами звёзд. Эти углы меняются как из-за параллактического смещения, так и вследствие собственных движений звёзд в пространстве. Чтобы «вытащить» из наблюдений именно значения параллаксов, требуется довольно сложная математическая обработка. Вот её-то и пришлось повторить. Новые результаты были опубликованы в конце сентября 2007 года, но пока ещё неясно, насколько при этом улучшилось положение дел.

Но этим проблемы «Гиппарха» не исчерпываются. Определенные им параллаксы цефеид оказались недостаточно точными для уверенной калибровки соотношения «период-светимость». Тем самым спутнику не удалось решить и вторую стоявшую перед ним задачу. Поэтому сейчас в мире рассматривается несколько новых проектов космической астрометрии. Ближе всех к реализации стоит европейский проект «Гайа» (Gaia).

В самом начале XX века американский астроном Харлоу Шепли при помощи цефеид определил, что поперечник Галактики (которую он отождествлял со Вселенной) измеряется десятками тысяч световых лет, а благодаря Хабблу границы Вселенной расширились до нескольких гигапарсек.
На каждой ступени лестницы расстояний возникают свои, большие или меньшие погрешности, но в целом масштабы Вселенной определены достаточно хорошо, проверены разными, не зависящими друг от друга, методами, и складываются в единую согласованную картину. Так что современные границы Вселенной кажутся незыблемыми. Впрочем, это не означает, что в один прекрасный день мы не захотим измерить расстояние от неё до какой-нибудь соседней Вселенной!

Планета с именем «Звезда»

Астpономы нашли вo вселенной галактику — «сеpийного киллера»