И сколько потенциально взрывоопасных звезд расположено на небезопасном расстоянии?
Сверхновая — невероятный по масштабу взрыв звезды — и почти за пределами человеческого воображения. Если бы наше Солнце взорвалось как сверхновая, то получившаяся ударная волна, вероятно, не уничтожила бы всю Землю, но сторона Земли, обращенная к Солнцу, исчезла бы. Ученые считают, что температура планеты в целом увеличилась бы примерно в 15 раз. Более того, Земля не останется на орбите.
Внезапное уменьшение массы Солнца может освободить планету и отправить блуждать в космос. Ясно, что расстояние до Солнца — 8 световых минут — не безопасно. К счастью, наше Солнце не является звездой, которой суждено взорваться как сверхновая. Но другие звезды, вне нашей солнечной системы, могут. Какое ближайшее безопасное расстояние? Научная литература показывает от 50 до 100 световых лет как самое близкое безопасное расстояние между Землей и сверхновой.
Изображение остатка сверхновой 1987А, видимое на оптических длинах волн, снимок Космического телескопа «Хаббл» Что произойдет, если сверхновая взорвется вблизи Земли? Давайте рассмотрим взрыв звезды, кроме нашего Солнца, но все еще на небезопасном расстоянии. Скажем, сверхновая звезда находится на расстоянии 30 световых лет. Доктор Марк Рид, старший астроном из Гарвард — Смитсоновского центра астрофизики, говорит:
«… если бы была сверхновая, которая находилась примерно в 30 световых годах от нас, это привело бы к сильным воздействиям на Землю, возможно, массовым вымираниям. Рентгеновские лучи и более энергичные гамма-лучи от сверхновой могут разрушить озоновый слой, который защищает нас от солнечных ультрафиолетовых лучей. Он также мог ионизировать азот и кислород в атмосфере, приводя к образованию больших количеств смога подобной закиси азота в атмосфере».
Более того, если бы сверхновая взорвалась в 30 световых годах от нас, особенно пострадали бы фитопланктон и рифовые сообщества. Такое событие сильно истощает базу пищевой цепи океана.
Предположим, что взрыв был немного более далеким. Взрыв близлежащей звезды может оставить Землю, ее поверхность и океанскую жизнь относительно нетронутыми. Но любой относительно близкий взрыв все равно «облил» бы нас гамма-лучами и другими частицами высокой энергии. Это излучение может вызвать мутации в земной жизни. Кроме того, излучение ближайшей сверхновой могло изменить наш климат.
Известно, что сверхновая не вспыхивала на таком близком расстоянии в известной истории человечества. Самая последняя сверхновая, видимая глазу, была сверхновая 1987A, в 1987 году. Она находилась примерно в 168 000 световых годах от нас. До этого последняя вспышка, видимая глазу, была зарегистрирована Иоганном Кеплером в 1604 году. Приблизительно в 20 000 световых годах она светила более ярко, чем любая звезда в ночном небе. Этот взрыв было видно даже при дневном свете! Насколько нам известно, это не вызвало заметных последствий.
Сколько потенциальных сверхновых расположено ближе к нам, чем расстояние от 50 до 100 световых лет? Ответ зависит от вида сверхновой. Сверхновая типа II — стареющая массивная звезда, которая разрушается. Не существует звезд, достаточно массивных, чтобы сделать это в пределах 50 световых лет от Земли.
Но есть и сверхновые I типа — вызванные схлопыванием небольшой бледной звезды белого карлика. Эти звезды тусклы и их трудно обнаружить, поэтому мы не можем быть уверены, сколько их вокруг. Вероятно, несколько сотен из этих звезд находятся в пределах 50 световых лет.
Относительные размеры IK Pegasi A (слева), B (низ, центр) и Солнца (справа).
Звезда IK Pegasi B является ближайшим кандидатом на роль прообраза сверхновой. Это часть бинарной звездной системы, расположенная примерно в 150 световых годах от нашего Солнца и солнечной системы.
Главная звезда в системе — IK Pegasi A — является обычной звездой главной последовательности, мало чем отличающейся от нашего Солнца. Потенциальная сверхновая I типа — другая звезда — IK Pegasi B — массивный белый карлик, который чрезвычайно мал и плотен. Когда звезда А начнет эволюционировать в красного гиганта, ожидается, что она вырастет до радиуса, где столкнется с белым карликом или он начнет тянуть вещество из расширенной газовой оболочки А. Когда звезда В станет достаточно массивной, она может взорваться, как сверхновая.
Что относительно Бетельгейзе? Другой звездой, часто упоминаемой в истории сверхновых звезд, является Бетельгейзе, одна из самых ярких звезд в нашем небе, часть знаменитого созвездия Ориона. Бетельгейзе — звезда сверхгигант. Она по своей сути очень яркая.
Однако такой блеск имеет свою цену. Бетельгейзе — одна из самых известных звезд на небе, потому что она когда-нибудь взорвется. Огромная энергия Бетельгейзе требует, чтобы топливо было израсходовано быстро (условно говоря), и на самом деле Бетельгейзе уже подходит к концу своей жизни. Когда-нибудь скоро (с астрономической точки зрения) у нее закончится топливо, а затем произойдет впечатляющий взрыв сверхновой звезды типа II. Когда это произойдет, Бетельгейзе станет ярче на несколько недель или месяцев, возможно, такой же яркой, как полная Луна и будет видима средь бела дня.
Когда это произойдет? Наверное, не в нашей жизни, но никто не знает это точно. Это может быть завтра или через миллион лет в будущем. Когда это произойдет, все на Земле будут свидетелями впечатляющего события в ночном небе, но земная жизнь не пострадает. Это потому, что Бетельгейзе находится в 430 световых годах от нас.
Как часто вспыхивают сверхновые в нашей галактике? Никто не знает. Ученые предположили, что высокоэнергетическое излучение сверхновых уже вызвало мутации у земных видов, может быть, даже у людей.
Согласно одной из оценок, в окрестностях Земли каждые 15 миллионов лет может быть одно опасное событие сверхновой. Другие ученые говорят, что в среднем взрыв сверхновой происходит в течение 10 парсеков (33 световых года) от Земли каждые 240 миллионов лет. Итак, вы видите, что мы действительно не знаем. Но вы можете сравнить эти цифры с несколькими миллионами лет — то время, когда люди считаются существующими на планете, — и четыре с половиной миллиарда лет для самого возраста Земли.
И, если вы это сделаете, вы увидите, что сверхновая обязательно взорвется около Земли — но, вероятно, не в обозримом будущем человечества.
нравится(3 ) не нравится(0 )
Как определить расстояние до звезд? Откуда известно, что до альфа Центавра — около 4 световых лет? Ведь по яркости звезды, как таковой, мало что определишь - блеск у тусклой близкой и яркой далекой звезд может быть одинаковым. И все же есть много достаточно надежных способов определить расстояния от Земли до самых дальних уголков Вселенной. Астрометрический спутник «Гиппарх» за 4 года работы определил расстояния до 118 тысяч звезд SPL
Что бы ни говорили физики о трехмерности, шестимерности или даже одиннадцатимерности пространства, для астронома наблюдаемая Вселенная всегда двумерна. Происходящее в Космосе видится нам в проекции на небесную сферу, подобно тому, как в кино на плоский экран проецируется вся сложность жизни. На экране мы легко отличаем далекое от близкого благодаря знакомству с объемным оригиналом, но в двумерной россыпи звезд нет наглядной подсказки, позволяющей обратить ее в трехмерную карту, пригодную для прокладки курса межзвездного корабля. Между тем расстояния - это ключ едва ли не к половине всей астрофизики. Как без них отличить близкую тусклую звезду от далекого, но яркого квазара? Только зная расстояние до объекта, можно оценить его энергетику, а отсюда прямая дорога к пониманию его физической природы.
Недавний пример неопределенности космических расстояний - проблема источников гамма-всплесков, коротких импульсов жесткого излучения, примерно раз в сутки приходящих на Землю с различных направлений. Первоначальные оценки их удаленности варьировались от сотен астрономических единиц (десятки световых часов) до сотен миллионов световых лет. Соответственно, и разброс в моделях также впечатлял - от аннигиляции комет из антивещества на окраинах Солнечной системы до сотрясающих всю Вселенную взрывов нейтронных звезд и рождения белых дыр. К середине 1990-х было предложено более сотни разных объяснений природы гамма-всплесков. Теперь же, когда мы смогли оценить расстояния до их источников, моделей осталось только две.
Но 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 далеких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом. Величина его тем меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база.
Для измерения расстояний до звезд приходится брать максимально доступную астрономам базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звезд на небе (строго говоря, его половину) стали называть годичным параллаксом. Измерить его пытался еще Тихо Браге, которому пришлась не по душе идея Коперника о вращении Земли вокруг Солнца, и он решил ее проверить - параллаксы ведь еще и доказывают орбитальное движение Земли. Проведенные измерения имели впечатляющую для XVI века 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.
Расстояние до звездных скоплений определяют методом подгонки главной последовательности
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 нашел правильное объяснение: скорость движения Земли по орбите складывается со скоростью света, идущего от звезды, и меняет его видимое направление. Точно так же капли дождя оставляют наклонные дорожки на стеклах автобуса. Это явление, получившее название годичной аберрации, 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 звездную Вселенную, была пробита почти одновременно в трех местах». В 1837 году Василий Яковлевич Струве (в то время директор Дерптской обсерватории, а позднее - Пулковской) опубликовал измеренный им параллакс Веги - 0,12 угловой секунды. На следующий год Фридрих Вильгельм Бессель сообщил, что параллакс звезды 61-й Лебедя составляет 0,3". А еще через год шотландский астроном Томас Гендерсон, работавший в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды, измерил параллакс в системе альфа Центавра - 1,16". Правда, позднее выяснилось, что это значение завышено в 1,5 раза и на всем 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. Именно с такой дистанции радиус земной орбиты (1 астрономическая единица = 149,5 миллиона километров) виден под углом в 1 секунду. Чтобы определить расстояние до звезды в парсеках, нужно разделить единицу на ее параллакс в секундах. Например, до самой близкой к нам звездной системы 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 изощренности 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 трех десятков звезд, 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 звезд. 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», - как говорил Громозека.) Там, где пасуют геометрические методы, на выручку приходят фотометрические.
Геометрические рекорды
В последние годы все чаще публикуются результаты измерения расстояний до очень компактных источников радиоизлучения - мазеров. Их излучение приходится на радиодиапазон, что позволяет наблюдать их на радиоинтерферометрах, способных измерять координаты объектов с микросекундной точностью, недостижимой в оптическом диапазоне, в котором наблюдаются звезды. Благодаря мазерам тригонометрические методы удается применять не только к далеким объектам нашей Галактики, но и к другим галактикам. Так, например, в 2005 году Андреас Брунталер (Andreas Brunthaler, 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 (Ye Xu, КНР) с коллегами применили классический метод параллаксов к «местным» мазерным источникам, чтобы измерить расстояние (2 кпк) до одного из спиральных рукавов нашей Галактики. Пожалуй, дальше всех удалось продвинуться в 1999 году Дж. Хернстину (США) с коллегами. Отслеживая движение мазеров в аккреционном диске вокруг черной 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.
Стандартные свечи астрономов
Чем дальше от нас находится источник излучения, тем он тусклее. Если узнать истинную светимость объекта, то, сравнив ее с видимым блеском, можно найти расстояние. Вероятно, первым применил эту идею к измерению расстояний до звезд Гюйгенс. Ночью он наблюдал Сириус, а днем сравнивал его блеск с крохотным отверстием в экране, закрывавшем Солнце . Подобрав размер отверстия так, чтобы обе яркости совпадали, и сравнив угловые величины отверстия и солнечного диска, Гюйгенс заключил, что Сириус находится от нас в 27 664 раза дальше, чем Солнце. Это в 20 раз меньше реального расстояния. Отчасти ошибка объяснялась тем, что Сириус на самом деле намного ярче Солнца, а отчасти - трудностью сравнения блеска по памяти.
Прорыв в области фотометрических методов случился с приходом в астрономию фотографии. В начале XX века Обсерватория Гарвардского колледжа вела масштабную работу по определению блеска звезд по фотопластинкам. Особое внимание уделялось переменным звездам, блеск которых испытывает колебания. Изучая переменные звезды особого класса - цефеиды - в Малом Магеллановом Облаке, Генриетта Левитт заметила, что чем они ярче, тем больше период колебания их блеска: звезды с периодом в несколько десятков дней оказались примерно в 40 раз ярче звезд с периодом порядка суток.
Поскольку все цефеиды Левитт находились в одной и той же звездной системе - Малом Магеллановом Облаке, - можно было считать, что они удалены от нас на одно и то же (пусть и неизвестное) расстояние. Значит, 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 ее звездной 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.
Промежуточной ступенью на ней стали рассеянные звездные скопления, включающие от нескольких десятков до сотен звезд, связанных общим временем и местом рождения. Если нанести на график температуру и светимость всех звезд скопления, большая часть точек ляжет на одну наклонную линию (точнее, полосу), которая называется главной последовательностью. Температуру с высокой точностью определяют по спектру звезды, а светимость - по видимому блеску и расстоянию. Если расстояние неизвестно, на помощь опять приходит тот факт, что все звезды скопления удалены от нас практически одинаково, так что в пределах скопления видимый блеск все равно можно использовать в качестве меры светимости.
Поскольку звезды везде одинаковые, главные последовательности у всех скоплений должны совпадать. Различия связаны лишь с тем, что они находятся на разных расстояниях. Если определить геометрическим методом расстояние до одного из скоплений, то мы узнаем, как выглядит «настоящая» главная последовательность, и тогда, сравнив с ней данные по другим скоплениям, мы определим расстояния до них. Этот метод называется «подгонкой главной последовательности». Эталоном для него долгое время служили Плеяды и Гиады, расстояния до которых были определены методом групповых параллаксов.
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 ее 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 звездами-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.
К окраинам Вселенной
Один из наиболее мощных внегалактических методов 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 ее 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, удаленные от нас на сотни мегапарсек, но и у него есть предел, поскольку для слишком далеких 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 удается 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 еще дальше позволяет пока лишь один метод - красные смещения. Его история, как и история цефеид, начинается одновременно 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, удаленных от нас на тысячи мегапарсек. Правда, в мегапарсеках эти расстояния указывают только в популярных статьях. Дело в том, что они зависят от принятой в расчетах 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 приема 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 ее 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.
Игра в команде
Геометрические методы измерения расстояний не исчерпываются годичным параллаксом, в котором видимые угловые смещения звезд сравниваются с перемещениями Земли по орбите. Еще один подход опирается на движение Солнца и звезд друг относительно друга. Представим себе звездное скопление, пролетающее мимо Солнца. По законам перспективы видимые траектории его звезд, как рельсы на горизонте, сходятся в одну точку - радиант. Его положение говорит о том, под каким углом к лучу зрения летит скопление. Зная этот угол, можно разложить движение звезд скопления на две компоненты - вдоль луча зрения и перпендикулярно ему по небесной сфере - и определить пропорцию между ними. Лучевую скорость звезд в километрах в секунду измеряют по эффекту Доплера и с учетом найденной пропорции вычисляют проекцию скорости на небосвод - тоже в километрах в секунду. Остается сравнить эти линейные скорости звезд с угловыми, определенными по результатам многолетних наблюдений, - и расстояние будет известно! Этот способ работает до нескольких сотен парсек, но применим только к звездным скоплениям и потому называется методом групповых параллаксов. Именно так были впервые измерены расстояния до Гиад и Плеяд.
Вниз по лестнице, ведущей вверх
Выстраивая нашу лестницу к окраинам Вселенной, мы умалчивали о фундаменте, на котором она покоится. Между тем метод параллаксов дает 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.
Вероятно, первым удаленность 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 в 20 раз, продержалась вплоть до эпохи Кеплера. Тот хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но уже отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх (а за ним и все остальные астрономы).
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 звезд 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 ученым возможность наблюдать прохождение со своей территории (из Тобольска), то в 1874 и 1882 годах российские ученые уже принимали активное участие в исследованиях. К сожалению, 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. И, наконец, нужно учитывать, что результаты всех этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли. Так что в конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами.
Только во второй половине XX века в распоряжении ученых 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.
Трудная судьба «Гиппарха»
Столь радикальный прогресс в измерении астрономической единицы по-новому поставил вопрос о расстояниях до звезд. 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 же написанием имени знаменитого древнегреческого астронома - Hipparchus, автора первого звездного каталога.
Создатели спутника поставили перед собой очень амбициозную задачу: измерить параллаксы более 100 тысяч звезд с миллисекундной точностью, то есть «дотянуться» до звезд, находящихся в сотнях парсек от Земли. Предстояло уточнить расстояния до нескольких рассеянных звездных скоплений, в частности Гиад и Плеяд. Но главное, 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 расчетную геостационарную орбиту и остался на промежуточной сильно вытянутой траектории. Специалистам Европейского космического агентства все же удалось справиться с ситуацией, и орбитальный астрометрический телескоп успешно проработал 4 года. Еще столько же продлилась обработка результатов, и в 1997 году в свет вышел звездный каталог с параллаксами и собственными движениями 118 218 светил, в числе которых было около двухсот цефеид.
К сожалению, в ряде вопросов желаемая ясность так и не наступила. 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 звезд, так и шкалы межгалактических расстояний. Это стало бы серьезной 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 все-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 четырех лет раз за разом измерял углы между многочисленными парами звезд. Эти углы меняются как из-за параллактического смещения, так и вследствие собственных движений звезд в пространстве. Чтобы «вытащить» из наблюдений именно значения параллаксов, требуется довольно сложная математическая обработка. Вот ее-то и пришлось повторить. Новые результаты были опубликованы в конце сентября 2007 года, но пока еще 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), запуск которого намечен на 2012 год. Его принцип действия такой же, как у «Гиппарха», - многократные измерения углов между парами звезд. Однако благодаря мощной оптике он сможет наблюдать значительно более тусклые объекты, а использование метода интерферометрии повысит точность измерения углов до десятков микросекунд дуги. Предполагается, что «Гайа» сможет измерять килопарсековые расстояния с ошибкой не более 20% и за несколько лет работы определит положения около миллиарда объектов. Тем самым будет построена трехмерная карта значительной части Галактики.Вселенная Аристотеля заканчивалась в девяти расстояниях от Земли до Солнца. Коперник считал, что звезды расположены в 1 000 раз дальше, чем Солнце. Параллаксы отодвинули даже ближайшие звезды на световые годы. 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. Насколько окончательно они закреплены?
Конечно, 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 нее до какой-нибудь соседней Вселенной!
Проксима Центавра.
Вот классический вопрос на засыпку. Спросите друзей, "Какая является ближайшей к нам? ", а затем смотрите, как они будут перечислять ближайшие звёзды . Может быть Сириус? Альфа что-то там? Бетельгейзе? Ответ очевиден - это ; массивный шар плазмы, расположенный примерно в 150 миллионах километров от Земли. Давайте уточним вопрос. Какая звезда самая близкая к Солнцу ?
Ближайшая звезда
Вы, наверное, слышали, что - третья по яркости звезда в небе на расстоянии всего 4,37 световых года от . Но Альфа Центавра не одиночная звезда, это система из трёх звёзд. Во-первых, двойная звезда (бинарная звезда) с общим центром гравитации и орбитальным периодом 80 лет. Альфа Центавра А лишь немного массивнее и ярче Солнца, а Альфа Центавра B чуть мене массивна, чем Солнце. Также в этой системе присутствует третий компонент, тусклый красный карлик Проксима Центавра (Proxima Centauri) .
Проксима Центавра - это и есть самая близкая звезда к нашему Солнцу , расположенная на расстоянии всего 4,24 световых года.
Проксима Центавра.
Кратная звёздная система Альфа Центавра расположена в созвездии Центавра, которое видно только в южном полушарии. К сожалению, даже если вы увидите эту систему, вы не сможете разглядеть Проксиму Центавра . Эта звезда настолько тусклая, что вам понадобится достаточно мощный телескоп, чтобы разглядеть её.
Давайте выясним масштаб того, насколько далека Проксима Центавра от нас. Подумайте о . движется со скоростью почти 60 000 км/ч, самый быстрый в . Этот путь он преодолел в 2015 году за 9 лет. Путешествуя с такой скоростью, чтобы добраться до Проксимы Центавра , "Новым Горизонтам" потребуется 78 000 световых лет.
Проксима Центавра - это ближайшая звезда на протяжении 32 000 световых лет, и она будет удерживать данный рекорд ещё 33 000 лет. Она совершит свой самый близкий подход к Солнцу примерно через 26700 лет, когда расстояние от этой звезды до Земли будет всего 3,11 световых года. Через 33 000 лет ближайшей звездой станет Ross 248 .
Что насчёт северного полушария?
Для тех из нас, кто живёт в северном полушарии, ближайшей видимой звездой является Звезда Барнарда , ещё один красный карлик в созвездии Змееносца (Ophiuchus). К сожалению, как и Проксима Центавра, Звезда Барнарда слишком тусклая, чтобы видеть её невооружённым глазом.
Звезда Барнарда.
Ближайшая звезда , которую вы сможете увидеть невооружённым глазом в северном полушарии - это Сириус (Альфа Большого Пса) . Сириус в два раза больше Солнца по размеру и по массе, и самая яркая звезда в небе. Расположенная в 8,6 световых лет от нас в созвездии Большого Пса (Canis Major) - это самая известная звезда, преследующая Орион на ночном небе зимой.
Как астрономы измерили расстояние до звёзд?
Они используют метод, называемый . Давайте проведём небольшой эксперимент. Держите одну руку вытянутой в длину и поместите свой палец так, чтобы рядом находился какой-то отдалённый объект. Теперь поочерёдно открывайте и закрывайте каждый глаз. Обратите внимание, кажется, что ваш палец прыгает туда и обратно, когда вы смотрите разными глазами. Это и есть метод параллакса.
Параллакс.
Чтобы измерить расстояние до звёзд, вы можете измерить угол до звезды по отношению к , когда Земля находится на одной стороне орбиты, скажем летом, затем через 6 месяцев, когда Земля передвинется на противоположную сторону орбиты, а затем измерить угол до звезды по сравнению с каким-нибудь отдалённым объектом. Если звезда близко к нам, данный угол можно будет измерить и вычислить расстояние.
Вы можете действительно можете измерить расстояние таким способом до ближайших звёзд , но этот метод работает только до 100"000 световых лет.
20 ближайших звёзд
Вот список из 20 ближайших звёздных систем и их расстояние до них в световых годах. Некоторые из них имеют несколько звёзд, но они часть одной и той же системы.
| Звезда | Расстояние, св. лет |
| Альфа Центавра (Alpha Centauri) | 4,2 |
| Звезда Барнарда (Barnard’s Star) | 5,9 |
| Вольф 359 (Wolf 359; CN Льва) | 7,8 |
| Лаланд 21185 (Lalande 21185) | 8,3 |
| Сириус (Sirius) | 8,6 |
| Лейтен 726-8 (Luyten 726-8) | 8,7 |
| Росс 154 (Ross 154) | 9,7 |
| Росс 248 (Ross 248 | 10,3 |
| Эпсилон Эридана (Epsilon Eridani) | 10,5 |
| Лакайль 9352 (Lacaille 9352) | 10,7 |
| Росс 128 (Ross 128) | 10,9 |
| EZ Водолея (EZ Aquarii) | 11,3 |
| Процион (Procyon) | 11,4 |
| 61 Лебедя (61 Cygni) | 11,4 |
| Струве 2398 (Struve 2398) | 11,5 |
| Грумбридж 34 (Groombridge 34) | 11,6 |
| Эпсилон Индейца (Epsilon Indi) | 11,8 |
| DX Рака (DX Cancri) | 11,8 |
| Тау Кита (Tau Ceti) | 11,9 |
| GJ 106 | 11,9 |
По данным NASA в радиусе 17 световых лет от Солнца существует 45 звёзд. В насчитывается более 200 миллиардов звёзд. Некоторые из них настолько тусклые, что их почти невозможно обнаружить. Возможно, с новыми технологиями учёные найдут звёзды ещё ближе к нам.
Название прочитанной вами статьи "Ближайшая звезда к Солнцу" .
Наверняка, услышав в каком-нибудь фантастическом боевике выражение а-ля «до Татуина двадцать световых лет », многие задавались закономерными вопросами. Озвучу некоторые из них:
Разве год – это не время?
Тогда что же такое световой год ?
Сколько в нем километров?
За сколько преодолеет световой год космический корабль с Земли ?
Сегодняшнюю статью я решил посвятить объяснению значения этой единицы измерения, сравнению ее с нашими привычными километрами и демонстрации масштабов, которыми оперирует Вселенная .
Виртуальный гонщик.
Представим себе человека, в нарушение всех правил несущегося по шоссе со скоростью 250 км/ч. За два часа он преодолеет 500 км, а за четыре – целых 1000. Если, конечно, не разобьется в процессе…
Казалось бы, вот это скорость! Но для того, чтобы обогнуть весь земной шар (≈ 40 000 км), нашему гонщику понадобится в 40 раз больше времени. А это уже 4 х 40 = 160 часов. Или почти целая неделя непрерывной езды!
В итоге, однако, мы не скажем, что он преодолел 40 000 000 метров. Так как лень всегда заставляла нас придумывать и употреблять более короткие альтернативные единицы измерения.
Предел.
Из школьного курса физики каждому должно быть известно, что самый быстрый ездок во Вселенной – свет. За одну секунду его луч преодолевает расстояние примерно 300 000 км, а земной шар, таким образом, он обогнет за 0,134 секунды. Это в 4 298 507 раз быстрее, чем наш виртуальный гонщик!
От Земли до Луны свет доходит в среднем за 1,25 с, до Солнца же его луч домчится чуть более, чем за 8 минут.
Колоссально, не так ли? А ведь пока не доказано существование скоростей, больших скорости света. Поэтому ученый мир решил, что логично будет измерять космические масштабы в единицах, которые за определенные интервалы времени проходит радиоволна (коей свет, в частности, и является).
Расстояния.
Таким образом, световой год — ни что иное, как расстояние, которое луч света преодолевает за один год. В межзвездных масштабах использовать единицы расстояния, меньшие этой, не имеет особого смысла. И все же они есть. Вот их приближенные значения:
1 световая секунда ≈ 300 000 км;
1 световая минута ≈ 18 000 000 км;
1 световой час ≈ 1 080 000 000 км;
1 световые сутки ≈ 26 000 000 000 км;
1 световая неделя ≈ 181 000 000 000 км;
1 световой месяц ≈ 790 000 000 000 км.
А теперь, чтобы вы понимали, откуда берутся цифры, вычислим, чему равен один световой год .
В году 365 суток, в сутках 24 часа, в часе 60 минут, а в минуте 60 секунд. Таким образом, год состоит из 365 х 24 х 60 х 60 = 31 536 000 секунд. За одну секунду свет проходит 300 000 км. Следовательно, за год его луч преодолеет расстояние 31 536 000 х 300 000 = 9 460 800 000 000 км.
Это число читается так: ДЕВЯТЬ ТРИЛЛИОНОВ, ЧЕТЫРЕСТА ШЕСТЬДЕСЯТ МИЛЛИАРДОВ И ВОСЕМЬСОТ МИЛЛИОНОВ километров.
Конечно, точное значение светового года слегка отличается от вычисленного нами. Но при описании расстояний до звезд в научно-популярных статьях высочайшая точность в принципе не нужна, и сотня-другая миллионов километров здесь особой роли не сыграют.
А теперь продолжим наши мысленные эксперименты…
Масштабы.
Предположим, что современный космический корабль покидает Солнечную систему с третьей космической скоростью (≈ 16,7 км/с). Первый световой год он преодолеет за 18000 лет!
4,36 световых года до ближайшей к нам звездной системы (Альфы Центавра , см. изображение в начале) он преодолеет примерно за 78 тысяч лет!
Нашу галактику Млечный Путь , имеющую в поперечнике примерно 100 000 световых лет , он пересечет за 1 млрд. 780 млн. лет.
А до ближайшей к нам большой галактики , космический корабль домчится лишь спустя 36 миллиардов лет…
Вот такие пироги. А ведь в теории даже Вселенная возникла всего 16 млрд. лет назад…
И напоследок…
Космическим масштабам можно начать удивляться даже не выходя за пределы Солнечной системы , ведь она сама по себе очень велика. Весьма хорошо и наглядно это показали, например, создатели проекта If the Moon were only 1 pixel (Если бы Луна была всего одним пикселем ): http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html .
На этом я, пожалуй, завершу сегодняшнюю статью. Все ваши вопросы, замечания и пожелания рад приветствовать в комментариях под ней.
22 февраля 2017 года NASA сообщило, что у одиночной звезды TRAPPIST-1 найдены 7 экзопланет. Три из них находятся в том диапазоне расстояний от звезды, в котором планета может иметь жидкую воду, а вода - это ключевой условие для жизни. Сообщается также, что данная звездная система находится на расстоянии в 40 световых лет от Земли.
Это сообщение наделало много шума в СМИ, кое-кому даже показалось, что человечество находится в шаге от строительства новых поселений у новой звезды, но это не так. Но 40 световых лет - это много, это МНОГО, это слишком много километров, то есть это чудовищно колоссальное расстояние!
Из курса физики известна третья космическая скорость - это такая скорость, которую должно иметь тело у поверхности Земли, чтобы выйти за пределы Солнечной системы. Значение этой скорости равно 16,65 км/сек. Обычные орбитальные космические корабли стартуют со скоростью 7,9 км/сек, и вращаются вокруг Земли. В принципе, скорость в 16-20 км/сек, является вполне доступной современным земным технологиям, но не более!
Человечество еще не научилось разгонять космические корабли быстрее, чем 20 км/сек.
Рассчитаем, сколько лет понадобиться звездолету, летящему со скоростью в 20 км/сек, чтобы преодолеть 40 световых лет и достичь звезды TRAPPIST-1.
Один световой год - это расстояние, которое проходит луч света в вакууме, а скорость света равна примерно 300 тыс. км/сек.
Космический корабль, сделанный руками людей, летит со скоростью в 20 км/сек, то есть в 15000 раз медленнее скорости света. 40 световых лет такой корабль преодолеет за время равное 40*15000=600000 лет!
Земной корабль (при современном уровне технологии) долетит до звезды TRAPPIST-1 примерно за 600 тыс. лет! Человек разумный существует на Земле (по мнению ученых) всего 35-40 тыс. лет, а тут целых 600 тыс. лет!
В ближайшее время технологии не позволят человеку достичь звезды TRAPPIST-1. Даже перспективные двигатели (ионные, фотонные, космические паруса и т.д.), которых нет в земной реальности, оценочно, могут разогнать корабль до скорости в 10000 км/сек, а значит, время полета до системы TRAPPIST-1 сократится до 120 лет. Это уже более-менее приемлемое время для полета с помощью анабиоза или для нескольких поколений переселенцев, но на сегодняшний день все эти двигатели - фантастика.
Даже ближайшие звезды пока еще слишком далеки от людей, слишком далеки, не говоря уже о звездах нашей Галактики или других галактиках.
Поперечник нашей галактики Млечный Путь составляет примерно 100 тыс. световых лет, то есть путь из конца в конец для современного земного корабля составит 1,5 млрд. лет! Наука предполагает, что нашей Земле 4,5 млрд. лет, а многоклеточной жизни примерно 2 млрд. лет. Расстояние до ближайшей к нам галактики - Туманности Андромеды - 2,5 млн. световых лет от Земли - какие чудовищные расстояния!
Как видно, из всех ныне живущих людей никто и никогда не ступит ногой на землю планеты у другой звезды.