Современные астрономические наблюдения

(Окончание. Начало в №(131(3))

Заведующий кафедрой экспериментальной астрономии, профессор, д.ф.-м.н. Расторгуев Алексей Сергеевич	Заведующий астрономическим отделением, директор ГАИШ МГУ, академик РАН Черепащук Анатолий Михайлович

Большинство современных наземных и космических проектов — многоцветные, измеряющие блеск звезд в целом ряде фотометрических полос. Такие наблюдения дают некоторое представление о распределении энергии в спектрах звезд и позволяют их классифицировать по температурам и светимостям. Однако наиболее информативный метод астрофизических исследований, хотя и весьма трудоемкий — это, конечно, спектроскопия. Для спектральных исследований слабых звезд нужны крупнейшие телескопы, сильно загруженные различными предельными наблюдательными задачами, поэтому спектроскопические обзоры принципиально не столь массовые, как фотометрические. Тем не менее, есть очень эффективные специализированные проекты по регистрации спектров нескольких миллионов звезд. Это уже упоминавшийся обзор SDSS, крупнейший китайский специализированный спектральный телескоп LAMOST (Large sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope) и австралийский проект RAVE (RAdial Velocity Experiment). Их высочайшая эффективность связана с применением многоканальных оптоволоконных спектрографов, позволяющих одновременно получать при умеренном спектральном разрешении спектры сотен и даже тысяч объектов в поле зрения телескопа (1000, 150 и 4000 оптоволокон соответственно для упомянутых проектов). Для многих звезд этих спектральных обзоров определены важнейшие астрофизические параметры: эффективные температуры, поверхностные ускорения силы тяжести (характеризующие светимость звезды), химический состав и лучевые скорости, измеренные по Доплеровскому смещению спектральных линий. Программы спектрального исследования галактик, ведущиеся в рамках проекта SDSS, нацелены, в частности, на измерение красных смещений и изучение крупномасштабного распределения барионного вещества во Вселенной.

Объемы и качество современных многоцветных фотометрических и спектральных наблюдений звезд, накопленных наземными и космическими телескопами и используемых астрофизиками, поражают. Однако начиная с 1990-х г. на одно из первых мест выходит космическая прецизионная астрометрия. Речь идет об измерении точных небесных координат звезд и их изменения со временем. Известно, что координаты звезд меняются из-за годичного параллактического смещения, отражающего орбитальное движение Земли вместе с наблюдателем, и из-за наличия у звезды скорости поперек луча зрения (это так наз. «собственное движение», выражаемое угловым смещением по обеим координатам). Из-за параллактического смещения звезда описывает на небесной сфере крошечный эллипс, большая полуось которого обратно пропорциональна расстоянию до звезды. Ее измеряют в угловой мере и называют тригонометрическим параллаксом. Параллакс даже ближайшей звезды, Проксимы Кентавра, меньше 1 сек. дуги. Очевидно, измерение малых углов — сложнейшая техническая задача, и космическая астрометрия бросает вызов современным методам прецизионных измерений. Новую единицу межзвездного расстояния, с которого радиус земной орбиты виден под углом 1 сек., называют парсеком (сокр. от параллакс — секунда). Он равен приблизительно 3.085678·1013 км или 3.26 св. года. Расстояния, найденные тригонометрическими методами, фактически лежат в основе всей шкалы расстояний во Вселенной, т.к. они опираются лишь на простейшие геометрические построения и не используют никаких априорных данных о физических свойствах звезд.

Первый космический астрометрический проект, HIPPARCOS (акроним для HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) в 1989-1992 г. измерил координаты и параллаксы около 118 тыс. звезд с характерной точностью 0.001 сек. дуги (1 мсд, под таким углом человеческий волос виден с расстояния порядка 20 км). Была применена революционная оптическая схема, состоящая из двух плоских зеркал, соединенных под строго фиксированным углом и предназначенных для совмещения далеких звездных полей с целью их взаимной увязки в рамках фундаментальной инерциальной системы координат, опирающейся на положения 240 далеких радиоисточников — квазаров. Впервые высокоточная система координат, задаваемая технологиями радиоинтерференционных наблюдений со сверхдлинной базой, была распространена на оптический диапазон.

Этот фундаментальный астрометрический проект имел огромное значение для астрофизики. Дело в том, что благодаря высокоточным расстояниям, определенным тригонометрическими методами (стоит отметить, что примерно для 20 тыс. звезд они были измерены с относительной точностью лучше 10%), удается определять физические характеристики звезд (светимости, температуры, радиусы), опираясь на многоцветные фотометрические данные.

Особо важна задача калибровки светимостей звезд разных типов по их тригонометрическим расстояниям и известному видимому блеску. Некоторые из них, обладающие уникальными свойствами (позволяющими легко отличить их от других объектов), называют «стандартными свечами». Легко понять, что калибровки светимостей позволяют оценивать расстояния до подобных объектов, наблюдающихся в тех областях нашей Галактики или даже за ее пределами, где определение тригонометрических расстояний уже невозможно. Расстояния, определенные по «стандартным свечам», называют фотометрическими, и именно такими методами — вторичными по отношению к тригонометрическим — определяют большие расстояния в мире галактик и изучают их характеристики.

Одними из наиболее ценных «стандартных свечей» являются некоторые звезды переменного блеска, легко узнаваемые среди постоянных звезд. Среди них важную роль играют Цефеиды, радиально пульсирующие звезды, обладающие четкой зависимостью между периодом пульсаций и светимостью. Эти звезды-сверхгиганты очень яркие, в тысячи и десятки тысяч раз ярче Солнца, и во множестве видны даже в далеких галактиках, в том числе и тех, где случаются взрывы Сверхновых звезд. По ним, в конечном счете, калибруются светимости Сверхновых звезд, самых ярких космологических «стандартных свечей». Примерно так, от сравнительно небольших тригонометрических расстояний переходя к фотометрическим, действующим на гораздо больших масштабах, строится универсальная шкала расстояний.

В декабре 2013 г. с космодрома Куру (Французская Гвиана) с помощью российского носителя «Союз» с разгонным блоком «Фрегат» в осевую точку Лагранжа L2 системы Солнце-Земля (находящуюся в 1.5 млн. км от Земли в противоположной от Солнца стороне) был запущен уникальный КТ GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics — таково было его первоначальное предназначение). Он создавался Европейским Космическим Агентством на протяжении почти 25 лет, и за эти годы от интерференционного принципа измерений отказались, но название решили сохранить (тем более что оно означает «Гея», т.е. «Земля»). Миссия GAIA является прямой наследницей миссии HIPPARCOS как по решаемым задачам, так и некоторым способам наблюдений. Астрометрические, фотометрические и спектральные измерения почти 1.5 млрд. звезд проводятся путем сканирования неба при осевом вращении аппарата с помощью двух зеркал размером 145 х 50 см, сводящих на огромный мозаичный массив из 106 ПЗС-матриц общим размером 104 х 42 см звездные поля, разнесенные на угол 106.5°. Вид КТ GAIA и схематичное изображение научного модуля КТ GAIA показаны на рис. 6 и 7.

Рис. 6. Общий вид КТ GAIA. Снизу показан экран из солнечных панелей и солнцезащитный экран, сверху — цилиндрический научный модуль, вокруг оси которого с периодом около 6 часов вращается, прецессируя с периодом 63 дня, КТ. [Файл GAIA_satellite.jpg]

Без преувеличения, результаты этого космического проекта обещают совершить новый прорыв в комплексных исследованиях населения Млечного Пути, соседних галактик и дальней Вселенной. 25 апреля 2018 г. вышел в свет долгожданный второй каталог миссии GAIA, для создания которого, в отличие от первого каталога 2016 г., уже не привлекались результаты проектов HIPPARCOS. В итоге 2-й каталог содержит измерения координат и блеска в одной широкой полосе почти 1.7 млрд. звезд, в двух полосах, синей и красной — почти 1.4 млрд. звезд. Параллаксы и собственные движения измерены для 1.3 млрд. звезд, причем для яркой части каталога с фантастической точностью 40 мксд (60 мксд/год для собственных движений). Таким образом, радиус сферы, в которой расстояния до звезд известны с точностью выше 10%, увеличивается как минимум в 25 раз по сравнению с проектом HIPPARCOS. Это открывает новые возможности калибровки светимостей «стандартных свечей» и уточнения универсальной шкалы расстояний.

Рис. 7. Научный модуль КТ GAIA. Сверху — два главных зеркала размеров 145 х 50 см, разнесенные на угол 106.5°. Снизу справа — общая фокальная плоскость. [Файл GAIA_payload.jpg]

Попутно уже измерены лучевые скорости более 7 млн. звезд (больше, чем сделано путем наземных наблюдений), определены эффективные температуры 161 млн. звезд, радиусы и светимости 77 млн. звезд, изучено более 550 тыс. переменных звезд, большинство которых открыто в ходе миссии.

Нет сомнения, что этот громадный и точнейший наблюдательный материал в ближайшее время станет отличной основой для получения новых революционных результатов, касающихся как строения, динамики и эволюции Млечного Пути и ближайших галактик, так и астрофизики звезд и изучения Вселенной.