Млечный путь

Наша замечательная планета — лишь одна из ряда планет, обращающихся вокруг самой обычной звезды в не самом престижном районе нашей Галактики.

 

Содержание

  1. Галактика Млечный Путь
  2. Краткая характеристика и измерения
  3. Параллакс
  4. Изучение Млечного Пути: объекты и расстояния
  5. Стандартные свечи

 

Галактика Млечный Путь

Млечный Путь не простое скопление звезд, а динамически активная система. Звезды рождаются в гигантских сжимающихся облаках пыли и комических обломков. Они поддерживают свое существование благодаря ядерным реакциям с участием водорода, продуктом которых становятся более тяжелые элементы, включая одну из наших составляющих — углерод. В конце концов, звезды расходуют все горючее и умирают, выбрасывая в межзвездное пространство, обогащенное тяжелыми элементами вещество, из которого рождаются новые звезды и планеты.

 

Когда звезды умирают, они оставляют после себя паноптикум звездных остатков. Это и белые карлики — тлеющие угли погасших звезд типа Солнца, и пульсары — невероятно плотные объекты порядка 10 км в поперечнике, и олицетворяющие собой триумф гравитации черные дыры.

 

За последние десятилетия астрономы установили, что как внутренние планеты являются лишь малой частью Солнечной системы, так и вертушка Млечного Пути есть лишь малая часть нашей Галактики. Ее спиральные рукава погружены в загадочную субстанцию, именуемую темной материей, определение природы которой является сегодня одним из приоритетных направлений науки.

 

Краткая характеристика и измерения

Когда мы выходим за пределы Солнечной системы, чтобы исследовать галактику Млечный Путь, мы первым делом должны пересмотреть наши представления о расстояниях. Представьте такую аналогию: если бы Солнце было мячом для боулинга в центре города на Восточном побережье США - Вашингтона или Нью-Йорка, например, тогда все планеты (включая Плутон) поместились бы внутри дюжины городских кварталов, а внешние области, достигающие облака Оорта, оказались бы в районе Сент-Луиса. И вам пришлось бы отправиться на Гавайи, чтобы добраться до ближайшей звезды, а остальная часть гигантского звездного города, который мы называем нашим домом, Галактикой, оказалась бы за пределами Земли.

 

  • Первооткрыватель: неизвестен
  • Время открытия: доисторический период
  • Расстояние до центра Млечного Пути: 28 000 световых лет
  • Диаметр: 100 000-120 000 световых лет
  • Толщина: 1000 световых лет
  • Вращение: 250 млн лет на расстоянии Солнца
  • Масса: порядка 1 триллиона (1012) солнечных масс
  • Число звезд: 300 +/- 100 млрд
  • Возраст: 13,2 млрд лет
  • Тип галактики: спиральная с перемычкой (баром)
  • Главные спутники: Большое и Малое Магеллановы Облака

 

Хотя мы не можем посмотреть на нашу Галактику со стороны, мы видим эту гигантскую спиральную структуру сбоку, и все ее 200 млрд звезд выглядят как светящаяся полоса, пересекающая небо. Астрономические измерения и наблюдения других спиральных систем дают представления о том, как в целом должна выглядеть Галактика.

 

Кликните по картинке, она откроется в новом окне и ее можно будет увеличить

Млечный Путь

Млечный Путь

Млечный Путь в представлении художника: плотное ядро в центре, плоский диск, спиральные рукава с яркими областями молодых звезд. Наша Солнечная система расположена на расстоянии порядка 25 000 световых лет от центра на краю одного из спиральных рукавов и вращается вместе с ним, совершая один полный оборот вокруг центра примерно за 250 млн лет. В центре Галактики находится черная дыра в миллионы раз массивнее Солнца.

 

Мы ввели астрономическую единицу расстояние от Земли до Солнца, чтобы удобнее было изучать Солнечную систему, поскольку это расстояние одного порядка с расстояниями до остальных планет. И нам нужна единица, удобная для оценки расстояний между объектами во Вселенной. В конце концов, измерять расстояния между звездами в а. е. то же, что измерять расстояния между городами в сантиметрах. Поэтому используется другая единица измерения: расстояние, которое свет проходит за 1 год, или световой год. Он приблизительно равен 9,5 х 1012 км (ок. 63 000 а. е.). Астрономы используют другую величину - парсек; 1 пк = 3,3 св. года. Грубо говоря, звезды в Галактике находятся друг от друга на расстояниях в несколько световых лет. Так, ближайшая к нам звезда отстоит от Земли чуть более чем на 4 св. года. Сам Млечный Путь - 100 000 св. лет в поперечнике и около 10 000 св. лет толщиной (в центре).

 

Как астрономы определили эти расстояния? В конце концов, когда мы смотрим в небо, мы видим двумерное изображение, словно огоньки на перевернутой чашке, а третье измерение (собственно расстояния до объектов) нам непосредственно не доступно. Звезда может быть неяркой и потому, что она слабая и близкая, и потому, что она яркая и далекая. Тысячелетия ушли на то, чтобы добавить третье измерение в нашу картину звездного неба. Астрономы разработали множество техник для измерения расстояний до небесных тел, и они зависят от того, насколько далеко они от нас расположены. В этом разделе мы рассмотрим два наиболее важных из них: параллакс (или триангуляция) и стандартные свечи.

 

Параллакс

Если поднять палец вытянутой руки и посмотреть на него попеременно одним и другим глазом, то можно видеть, как палец смещается относительно фона. В первом приближении это и есть параллакс. Палец смещается, потому что мы смотрим на него с двух разных позиций, разделенных расстоянием между глазами.

 

Схема определения параллакса

Схема определения параллакса.

 

Вот как можно использовать этот эффект при определении расстояний до удаленных объектов: представьте, что вы хотите определить, насколько далеко расположен флагшток, но не имеете возможности добраться до него (например, он расположен на другом берегу реки). Вы можете определить расстояние, посмотрев на него с двух точек на вашем берегу и измерив угол между линиями, соединяющими наблюдательные пункты с объектом и два наблюдательных пункта. Если затем измерить расстояние между наблюдательными пунктами (базис), то мы получим простую планиметрическую задачу на определение высоты треугольника с известными основанием и углом при вершине, в которой находится флагшток.

 

Этот метод, называемый также триангуляцией, позволяет нам добавить третье измерение к картине неба при условии, что мы умеем определять углы кажущегося смещения объекта на удаленном фоне. И в этом загвоздка, потому что чем дальше расположен объект, тем труднее использовать этот метод.

 

Представьте, что наш флагшток все больше удаляется от нас. Вне зависимости от инструмента, который мы используем для измерения углов, неизбежно наступит момент, когда флагшток окажется от нас настолько далеко, что мы не сможем определить угол его смещения: линии, соединяющие точки наблюдения и флагшток, будут казаться параллельными. И теперь у нас две альтернативы:

 

  1. увеличивать базис, удаляя друг от друга точки наблюдения;
  2. улучшать измерительные инструменты, оставляя базу неизменной.

 

На Земле мы несколько ограничены в увеличении базиса. Тем не менее наиболее очевидный базис это диаметр Земли. Мы можем провести одновременные измерения в противоположных точках земного шара или же в одной и той же точке с интервалом в 12 часов (через время, за которое наша планета совершает половину оборота вокруг своей оси). В обоих случаях базис ограничивается 13 000 км диаметром земного шара.

 

Переменная звезда V1

 

Изучение Млечного Пути: объекты и расстояния

Примерно в 240 году до н. э. Эратосфен нашел длину окружности Земли, и после того вопрос об определении расстояний в астрономии не поднимали почти два тысячелетия. Объясняется это просто: следующий доступный базис диаметр земной орбиты, которую вы можете использовать с интервалом в 6 месяцев. Сложность в том, что для этого нужно знать расстояние от Земли до Солнца, а определить его, имея лишь диаметр Земли в качестве базиса и не имея телескопов, невозможно. Так было вплоть до 1672 года, когда французские астрономы, используя лучшие из доступных им телескопов, смогли достаточно точно измерить расстояние от Земли до Марса, а затем с помощью простых математических вычислений найти расстояние между Солнцем и Землей. И даже с таким существенно увеличенным базисом понадобилось более века на то, чтобы телескопы достигли уровня, позволяющего измерить расстояние до звезды.

 

Прорыв случился в 1838 году: немецкий ученый Фридрих Бессель (В 1837 году Василий Струве определил расстояние до ярчайшей звезды созвездия Лира и второй по яркости звезды северного полушария Веги), который измерил годичный параллакс звезды 61 Лебедя (изменение направления на объект, связанное с движением Земли вокруг Солнца). Соответствующее ему расстояние до этой звезды оказалось равным 10,9 св. года (ок. 11,3 св. года до 61 Лебедя и 25,3 св. года до Веги). Эти открытия раз и навсегда раздвинули границы Вселенной, показав, что она гораздо больше, чем считали.

 

По мере улучшения телескопов астрономы стали использовать годичные параллаксы для измерения расстояний до все более далеких звезд. Но у этого метода существует недостаток: флуктуации в земной атмосфере размывают изображения объектов и накладывают ограничения на величины измеряемых углов. В 1989 году Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило спутник «Гиппаркос». Выведя тем самым измерительные инструменты за пределы земной атмосферы, был собран гигантский массив астрометрических данных, а границы измеряемых расстояний до звезд раздвинулись до 130 св. лет.

 

В XXI веке астрономы с помощью высокоточных радиотелескопов определили расстояния до пульсаров, проникнув тем самым в глубь Вселенной на 500 св. лет. Космический телескоп «Хаббл» зафиксировал среди прочих несколько объектов, удаленных от нас на 20 000 св. лет. В 2013 году ЕКА запустило космический телескоп «Гайя» (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), главной задачей которого является составление подробной карты распределения звезд нашей Галактики. В 2016 году оно опубликовало каталог с данными более чем миллиарда объектов. Чтобы выйти за пределы Млечного Пути, нужны другие измерительные техники.

 

Стандартные свечи

Стандартными свечами в астрономии называются объекты, светимость которых (энергия, излучаемая в единицу времени, кВт/ч) известна. Хорошим примером стандартной свечи может служить лампочка мощностью 100 Ватт чтобы узнать ее светимость, нужно лишь прочитать этикетку. Так можно измерить (например, с помощью экспонометра), какое количество энергии доходит до нас от лампочки, а если механизм рассеивания энергии известен, то и определить расстояние до нее. Например, если мы, глядя на 100-ваттную лампочку, фиксируем 10 Вт энергии, то стандартные уравнения позволяют рассчитать, насколько она удалена от нас. А если мы можем проделать подобное с удаленными звездами, это позволит определить расстояние до них.

 

Такие объекты в астрономии называются стандартными свечами

Если мы знаем реальную яркость объекта, то, измеряя количество получаемого от него света, можем определить расстояние до него. Такие объекты в астрономии называются стандартными свечами и используются для измерения расстояний до звезд.

 

Фокус в том, чтобы «прочитать этикетку» конкретной звезды, то есть понять, сколько энергии она излучает в пространство. Впервые это удалось замечательной личности первой американской женщине-астроному Генриетте Левитт (1868-1921). Работая в обсерватории Гарвардского колледжа, она заметила интересную особенность целого класса переменных звезд цефеид, что позволило использовать их в качестве эталонов светимости при определении расстояний до удаленных объектов.

 

Светимость большинства звезд постоянна их яркость на астрономических временных масштабах ощутимо не меняется. Однако некоторые светила ведут себя иначе. Если понаблюдать за ними в течение недель или месяцев, то можно заметить, как их яркость со временем меняется. Такие объекты называются переменными звездами.

 

У некоторых переменных звезд яркость меняется регулярно, возрастая со временем, а после ослабевая и возрастая вновь. Теперь мы понимаем, что такое поведение есть результат процессов в атмосферах ряда светил, происходящих в конце их жизненного пути. Левитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска цефеид и количеством энергии, которое они излучают. То есть наблюдение за цефеидой на протяжении одного цикла изменения ее яркости равносильно чтению этикетки на лампочке. Далее просто: достаточно измерить с помощью телескопа количество приходящего от цефеиды света и определить, как далеко от нас она расположена. Как мы увидим далее, несколькими годами позже Эдвин Хаббл использовал работу Левитт, чтобы доказать существование других галактик и обосновать расширение Вселенной.

 

Генриетта Левитт

«Сравнение [пластинок] немедленно привело к обнаружению невероятного количества новых переменных звезд».

Генриетта Левитт

Окончив обучение в Оберлинском колледже в 1893 году, Левитт получила должность вычислителя в Гарвардской обсерватории. (В то время представители этой профессии производили долгие, утомительные вычисления карандашом на бумаге.) Анализируя бесчисленные фотографии ночного неба на стеклянных фотопластинках, она заметила связь между яркостью переменных звезд и периодом изменения их блеска. В 1908 году Левитт опубликовала результаты своего кропотливого труда по изучению порядка 1777 переменных звезд, создав основу для шкалы расстояний по цефеидам. В конце концов, она была назначена главой фотометристов в обсерватории, и эту должность она занимала до самой смерти в 1921 году. Поскольку ее труд лег в основу многих последующих открытий, в честь Левитт были названы астероид и кратер на Луне.