От Гиппарха до Gaia. Координаты светил и развитие науки

Древние астрономы могли изучать небосвод только невооруженным глазом с использованием простейших приспособлений. В основном они выявляли закономерности суточного и годичного изменения вида звездного неба. Определение положений небесных тел стало следующим шагом на пути от описательной астрономии к научному познанию мира. Поэтому астрометрия — наука об измерении координат звезд — является одним из старейших разделов астрономии.

Первыми астрономами двигало не только любопытство: астрономия и астрометрия были науками, возникшими из практических потребностей человека. Наблюдение за движением звезд и планет позволяло определять и хранить время, а это умение имело основополагающее значение для сельского хозяйства, навигации и религиозных ритуалов, помогавших организовывать большие массы людей. По звездам человек ориентировался на местности.

В III веке до нашей эры древнегреческие ученые впервые попытались использовать астрометрию для оценки масштабов Вселенной. Аристарх Самосский смог, хоть и весьма приблизительно, вычислить относительные расстояния до Солнца и Луны. Для этой цели он измерил угол между ними, когда освещена половина видимого лунного диска — в фазе первой или последней четверти. Он определил, что наше дневное светило находится в 18-20 раз дальше от Земли, чем Луна (по современным данным — почти в 400 раз). Если бы его измерения были несколько более точными, идея о центральном положении Солнца могла бы утвердиться уже тогда.

Во втором веке до нашей эры древнегреческий астроном Гиппарх из Никеи составил первый звездный каталог. В нем были зафиксированы координаты 850 звезд с точностью до одного градуса (около двух угловых диаметров полной Луны). Ученый производил наблюдения невооруженным глазом с помощью нескольких инструментов, доступных в то время — гномона, астролябии и армиллярной сферы.

Когда в Европе наступили времена мрачного средневековья, астрономия продолжала развиваться в Азии и в исламском мире. В XV веке Улугбеком из династии Тимуридов был создан каталог из 994 звезд. Будучи правителем Центральной Азии, а по совместительству — астрономом и математиком, этот выдающийся исторический деятель построил в Самарканде огромный секстант радиусом 36 м. Каталог Улугбека имеет точность немного лучше одного градуса.

Позже пришло время расцвета науки в Европе. Размышления на тему строения мира привели польского священника, юриста и астронома Николая Коперника (Mikołaj Kopernik) к революционной идее о том, что Земля не является центром Вселенной. И хотя эта идея, сформулированная в античные времена уже упомянутым Аристархом Самосским, не могла считаться новой, в европейской астрономии того времени она практически отсутствовала, надолго уступив место «официально-церковному» геоцентризму.

В 1543 г., незадолго до смерти, Коперник опубликовал свое описание гелиоцентрической системы: в ней центральное место занимало Солнце, а Земля и другие планеты двигались вокруг него. Хотя такая система дает более простое и упорядоченное описание видимых движений планет, чем геоцентрическая система Птолемея, потребовалось почти столетие для ее признания — как самими астрономами, так и широкой общественностью. Один из великих умов астрономии Тихо Браге (Tycho Brahe) на острове Хвен в проливе Орезунд между Данией и Швецией построил обсерваторию Ураниборг, где с помощью больших квадрантов и секстантов составил каталог с координатами около тысячи звезд. Работа была завершена в 1598 г. и опубликована в 1627 г. Каталог Браге имеет точность около одной минуты дуги — огромный скачок вперед по сравнению с предшественниками и первое существенное улучшение звездных каталогов на протяжении 17 веков.

Окончательно определиться с ответом на вопрос, в каком же мире — гео- или гелиоцентрическом — мы действительно живем, могло помочь обнаружение параллаксов Солнца и звезд. Параллакс проявляется в видимой разнице положения объекта на фоне более далеких светил при наблюдениях из двух точек, значительно разнесенных в пространстве.

Тихо Браге предпринял одну из первых попыток обнаружить звездные параллаксы, но техника того времени не позволяла этого сделать. Неправильно предполагая, что звезды не могут находиться настолько далеко, что их параллаксы невозможно измерить с помощью наземных наблюдений, Браге отклонил модель Коперника и предложил свою собственную систему, включавшую элементы геоцентрической и гелиоцентрической модели.

На самом деле звезды находятся так далеко, что измерений с двух точек поверхности Земли недостаточно для оценки параллакса даже ближайших из них. Самая близкая к нам звезда удалена на расстояние свыше парсека, то есть более четырех световых лет (или 4 х 10 в 13 степени км). Это значит, что при наблюдениях из двух противоположных точек земной орбиты ее смещение на небе составит около полутора секунд дуги. Измерять такие малые углы до изобретения телескопа астрономы не могли. Но в 1609 г. Галилео Галилей (Galileo Galilei) впервые посмотрел на небесные тела «вооруженным глазом»… и сразу обнаружил массу других доказательств в пользу гелиоцентрической системы, получившей после этого окончательное признание.

Появление все более совершенных оптических инструментов «подогрело» интерес астрономов к поискам звездных параллаксов. Теперь для этого решено было использовать наибольший доступный базис — орбиту Земли (за ее пределы человечеству удалось выйти только с наступлением космической эры). Однако первый успех пришел лишь через два столетия…

Астрометрия после изобретения телескопа

Практическая значимость астрономии со временем росла: путешествия на большие расстояния и расширение масштабов судоходства требовали более точных карт неба. Для решения этой проблемы правительства некоторых европейских государств финансировали создание первых крупных астрономических обсерваторий. В конце XVII века были основаны Парижская обсерватория во Франции и Гринвичская Королевская обсерватория в Великобритании.

В Гринвиче астроном Джон Флемстид (John Flamsteed) составил первый звездный каталог по результатам телескопических наблюдений. Опубликованный в 1725 г. каталог Флемстида содержал координаты почти 3000 звезд с точностью до 10-20 секунд дуги. Это был значительный шаг вперед по сравнению с каталогом, составленным за сотню лет до этого Тихо Браге. Несколько десятилетий спустя, в 1801 г., французский астроном Жером Лаланд (Joseph Jérôme de Lalande) из Парижской обсерватории опубликовал каталог 50 тыс. звезд с точностью около трех секунд дуги.

Но звездные параллаксы упрямо не поддавались измерениям. Появились даже подозрения, что заметить их вообще невозможно, поскольку звезды находятся от нас слишком далеко. Иначе обстояли дела в пределах Солнечной системы, где постепенно удалось выстроить достаточно точную шкалу расстояний.

В 1672 г. астроном Джованни Кассини (Giovanni Cassini) оценил расстояние между Марсом и Землей. Он наблюдал Красную планету из Парижа, и одновременно его коллега — французский астроном Жан Рише (Jean Richer) — выполнил измерения положения Марса в Кайенне во Французской Гвиане.

Сравнив эти одновременные наблюдения и зная радиус Земли, ученые с помощью простых тригонометрических соотношений получили значение расстояния до соседней планеты, отличающееся от истинного на 7%. Результатом расчетов стали первые достоверные представления о размерах Солнечной системы: она оказалась в 20 раз больше, чем вычислили древнегреческие астрономы двумя тысячелетиями ранее.

Другой метод для определения расстояний в Солнечной системе был разработан в 1716 г. английским астрономом Эдмондом Галлеем (Edmond Halley). Он предложил использовать для этого транзиты Венеры — ее прохождения по диску Солнца. Сам Галлей реализовать эту идею не смог, так как не дожил до ближайшего подобного явления. Транзиты Венеры в 1761 и 1769 гг. наблюдали многие астрономы. Сведя воедино все полученные данные, Лаланд провел их анализ и получил первую надежную оценку расстояния между Землей и Солнцем. Эта оценка, опубликованная в 1771 г., была лишь на несколько процентов больше современного значения (149 597 870,7 км).

Первым ученым, обнаружившим, что звезды движутся в пространстве, стал все тот же Галлей. В 1718 г., сравнивая координаты звезд, измеренные в его эпоху, с теми, которые были записаны в «Альмагесте» Птолемея (к нему прилагался каталог Гиппарха), британский астроном заметил, что за две тысячи лет некоторые из них существенно изменили свое положение.

Победа над параллаксом

Вильгельм Струве (Friedrich Georg Wilhelm von Struve) — сотрудник Дерптской обсерватории, находящейся в современном эстонском городе Тарту — предложил измерять параллаксы не у произвольно взятых звезд, а сосредоточить внимание на тех, которые имеют либо высокий блеск, либо значительное собственное движение. Именно они могут располагаться на сравнительно небольших расстояниях.

Однако Вега (α Лиры), которую Струве избрал для своих измерений, хоть и считалась тогда самой яркой звездой северного полушария небесной сферы, оказалась не такой уж близкой. Погрешность определения параллакса была сравнима с его вычисленным значением, и результаты, полученные к 1837 г., ученый не стал публиковать из-за их ненадежности. Он продолжил наблюдения и в 1840 г. получил новое значение, равное 0,261 секунды дуги, что вдвое превышает современные данные (0,130″ — это значит, что расстояние до Веги чуть больше 25 световых лет).

Немецкий астроном и математик Фридрих Бессель (Friedrich Bessel) стал первым, кто в 1838 г. опубликовал достоверное измерение параллакса звезды 61 Лебедя, который оказался равным 0,314 секунды дуги, что соответствовало расстоянию до нее около 10 световых лет. На самом деле 61 Лебедя — двойная звездная система со значениями параллаксов компонентов 0,287″ и 0,286″.

Английский астроном Томас Хендерсон (Thomas Henderson) провел свои измерения в начале 1830-х годов, но опубликовал их результаты только в 1839 г. Он сообщил о параллаксе в одну секунду дуги для звезды α Центавра. Наилучшие современные оценки составляют 0,755 угловых секунд. Следует уточнить, что эта цифра относится к тесной системе из двух ярких звезд, которая имеет еще один спутник — слабый красный карлик с параллаксом 0,797, открытый только в 1915 г. и являющийся ближайшей к Солнцу звездой (поэтому он получил название Проксима Центавра).

Изобретение фотографии произвело революцию в практической астрономии. Появилась возможность получать изображение участка звездного неба на фотографической пластинке, а затем в лаборатории в любое удобное время производить измерения координат отснятых объектов с помощью специальных инструментов, вместо того, чтобы просиживать бессонные ночи у телескопов. В 1901 г. голландский астроном Якоб Каптейн (Jacobus Kapteyn) использовал фотографические наблюдения, чтобы создать каталог с координатами и расстояниями, вычисленными по параллаксам, включавший первоначально всего 58 звезд. Это была первая попытка составить «объемную карту» солнечных окрестностей. К 1910 г. аналогичные сведения удалось получить уже для 365 звезд.

Звездные каталоги, составленные по данным наземных наблюдений, содержали все больше объектов, а погрешности определения их положений стабильно уменьшались. Измерения звездных параллаксов на основе больших фотографических обзоров неба позволили осуществить грандиозную работу по оценке расстояний до ближайших к Солнцу звезд. В 1924 г. американский астроном и пионер фотографических методов Фрэнк Шлезингер (Frank Schlesinger) издал каталог с положениями почти 2000 объектов с точностью около сотой доли секунды дуги. С такой точностью, которая соответствует размеру 5-копеечной монеты, рассматриваемой на удалении 500 км, астрономы могут зондировать звездные расстояния в радиусе нескольких десятков световых лет.

Увеличение объемов каталогов продолжалось до 60-х годов XX века, а затем наступил предел. Эффект мерцания, вызванный турбулентными потоками в земной атмосфере, приводит к тому, что дифракционные изображения звезд «размываются» в диски неправильной формы и существенно большего размера. Единственный способ устранить эту помеху — поднять телескоп над атмосферой, то есть, как минимум, вывести его на околоземную орбиту.

Новые цели

Здесь стоит напомнить, в чем смысл многочисленных попыток определения удаленности как можно большего числа звезд в нашу эпоху. Все дело в том, что расстояния, полученные по параллаксам, очень важны для калибровки косвенных методов, используемых для расширения шкалы космических расстояний за пределы Млечного Пути.

Один из таких методов был предложен для звездных скоплений: сравнивая наблюдаемые звездные величины и цвета звезд, принадлежащих скоплению, с характеристиками, предсказанными моделями звездной эволюции, астрономы могут оценить их истинные светимости. Сравнение этих светимостей с видимым блеском позволяет найти расстояние до скопления. Этот метод, известный как метод совмещения главных последовательностей, теоретически мог бы «работать» не только в нашей Галактике, но и в ее «соседях», однако теория, так или иначе, нуждается в проверке.

Другая техника оценки расстояний, которую можно применить к объектам за пределами Млечного Пути, опирается на исследования конкретных классов звезд. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт (Henrietta Swan Leavitt) впервые исследовала колебания блеска цефеид — переменных звезд, меняющих свою яркость строго периодически из-за пульсаций — при анализе фотографических наблюдений южного неба. Она вывела зависимость «период-светимость», многие десятилетия применявшуюся для оценки расстояний до других галактик. Однако прежде чем использовать цефеиды с этой целью, метод необходимо откалибровать путем независимого измерения расстояний до хотя бы нескольких представителей данного класса звезд. Это произошло в 1913 г., когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) измерил параллакс первых цефеид, что позволило распространить шкалу космических расстояний на межгалактические масштабы.

В 1920-е и 30-е годы знание светимостей звезд привело к прорыву в исследованиях окружающей нас части Галактики. Помимо прочего, было установлено, что Солнце находится не возле галактического центра, а ближе к периферии нашей звездной системы. Следствием этого прорыва стало очередное откровение: оказалось, что за пределами Млечного Пути располагается множество других подобных систем, и что вся Вселенная расширяется…

Современная астрофизика достигла больших успехов во многих направлениях исследований космоса. А вот астрометрия с определенного момента развивалась очень медленно. Препятствиями, кроме турбулентности земной атмосферы, стали деформации в конструкциях телескопов, вызванные их весом, а также перепады температур в течение ночи, неизбежно влияющие на качество изображений. Сочетание этих факторов ограничивает точность измерения положений одной сотой секунды дуги. Кроме того, возможности наземных инструментов ограничены свечением ночного неба, не позволяющим уверенно регистрировать слабые объекты — они просто блекнут на фоне этого свечения, вызванного взаимодействием космических лучей с атомами газов на больших высотах и рассеянием света других источников излучения.

Поэтому до 70-х годов XX века наземная астрометрия продвигалась в своем развитии медленнее других разделов астрономии. Была, в частности, продолжена работа Шлезингера. Вышло несколько каталогов параллаксов: например, каталог Дженкинс был завершен в 1950-х годах и содержал около 6000 звезд. Но его точность ненамного превышала достигнутую Шлезингером. И наблюдения, на которых он базировался, все равно ограничивались радиусом в несколько десятков световых лет вокруг Солнца.

Космическая эра

Создать космический телескоп для астрометрических целей первым предложил французский астроном Пьер Лакрут (Pierre Lacroute) еще в 1965 г. Сконструированная по его схеме космическая обсерватория, получившая название HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite — спутник для высокоточного измерения параллаксов), была запущена в 1989 г. и проработала более трех лет, завершив программу наблюдений к концу 1993 г. Несмотря на то, что ее не удалось вывести на расчетную орбиту, миссия оказалась вполне успешной. В 1997 г. был издан каталог, содержащий координаты, параллаксы и собственные движения 117 955 звезд с точностью до 0,001 угловой секунды. С его помощью астрономы смогли исследовать звездные движения в объеме пространства радиусом около трехсот световых лет. Больший, но менее точный каталог Tycho 2, опубликованный в 2000 г., содержит координаты и собственные движения 2,5 млн звезд.

Сколь ни малы 300 световых лет по сравнению с размерами Галактики, имеющей диаметр около ста тысяч световых лет, однако результаты миссии HIPPARCOS серьезно повлияли на наше представление об окружающем звездном мире. Теперь мы гораздо лучше знаем многие параметры звезд — от яркости до химического состава. Ученые существенно продвинулись в понимании внутренней структуры светил и их эволюции. Появилась возможность более подробно изучить динамику звезд и их скоплений в окрестностях Солнца.

По итогам миссии был составлен «Атлас тысячелетия» (издан в 1997 г.), три тома которого содержат 1548 карт небесной сферы. Программное обеспечение планетариев и другие визуализации неба, включая Google Sky, многочисленные астрономические приложения, доступные для смартфонов, также базируются на данных HIPPARCOS.

Более надежные значения параллаксов звезд Млечного Пути позволили уточнить и продлить шкалу межгалактических расстояний, что привело к более точной оценке темпов расширения Вселенной и ее возраста.

Данные HIPPARCOS применяются также для изучения экзопланет, что невозможно было предвидеть на этапе планирования данной миссии: первая планета за пределами Солнечной системы была найдена только в 1991 г.

Но если внеатмосферная астрометрия оказалась столь полезной для астрономов и широкой публики — нельзя ли повторить подобный эксперимент на более высоком техническом уровне, «заглянув» на расстояния свыше трехсот световых лет?

Астрометрия будущего

В 2000 г. Европейское космическое агентство (ESA) решило реализовать миссию Gaia, которая предоставит информацию о звездах с точностью, в сто раз превышающую достигнутую спутником HIPPARCOS: их положения должны измеряться с погрешностью до 0,00001 секунды дуги.

Телескоп Gaia был запущен 19 декабря 2013 г. с космодрома Куру во Французской Гвиане и 8 января следующего года достиг рабочей орбиты в окрестностях точки Лагранжа L2 системы «Земля-Солнце». В настоящее время завершается обработка предварительных результатов миссии, и уже сейчас можно сказать, что она не обманула ожиданий астрономов.

Инструменты Gaia систематически измеряют и сопоставляют координаты, параллаксы и собственные движения одного миллиарда объектов, зондируя тем самым около 1% «населения» нашей Галактики. Телескопу доступны звезды в сфере радиусом порядка 30 тыс. световых лет.

Новая космическая обсерватория позволит намного детальнее исследовать пространственное распределение скоростей звезд, определяемых путем геометрического сложения их собственных движений и лучевых скоростей, измеряемых по сдвигу спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Для этого на борту Gaia установлен специальный спектрограф. Когда работа обсерватории будет завершена, астрономы смогут проследить за траекториями звезд Галактики, изучив ее историю в динамике.

Астрометрические, фотометрические и спектроскопические данные Gaia дадут возможность точнее измерить физические параметры звезд — такие, как масса, светимость и возраст. Это будет беспрецедентная «перепись звездного населения» Млечного Пути, которая, несомненно, станет надежной базой для новых открытий.