Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
Измеряя положение звезд или нанося на карту любой объект в небе, мы работаем в небесной системе координат, где координаты светил, или точек, задаются двумя угловыми величинами (или дугами), однозначно определяющими положение объектов на небесной сфере. Такой подход основывается на концепции небесной сферы – гипотетического гигантского экрана, который окружает Землю и на котором «отражаются» все отдаленные астрономические источники. Эта система широты и долготы похожа на ту, что используется на искривленной поверхности Земли, только в случае астрономии меридианы проходят по внутренней поверхности сферы и называются прямым восхождением и склонением. Как и расположение того или иного места на Земле, которое может быть указано парой широты и долготы, мы определяем положение небесных объектов прямым восхождением (α, или RA) и склонением (δ). Угловое расстояние между любыми двумя координатами в этой системе – это расстояние вдоль части круга, получаемого при сечении сферы плоскостью, проходящей через ее центр. Такой круг называется большим, а самое большое сечение из возможных составляет 180 градусов. Полная Луна, к примеру, занимает полградуса на этой сфере. Часто астрономы ставят изображение полной Луны рядом со снимками бо́льших астрономических объектов для удобного сравнения их угловых размеров.
Мы можем использовать более точные величины, нежели градусы: как и час, состоящий из 60 минут, градус может быть разделен на 60 угловых минут, а каждая угловая минута – на 60 угловых секунд. Расстояние, обозначаемое одной угловой секундой, видно примерно так же, как ширина пряди волос с 10 м. Мы можем пойти дальше и разделить расстояние на еще меньшие отрезки (в теории – на сколько угодно единиц), но на практике самое малое деление для определения положения небесных объектов ограничивается измерительными приборами и их разрешительной способностью. Собственные движения звезд часто измеряются тысячными долями угловой секунды, которые, как правило, не воспринимаются человеческим глазом без помощи аппаратуры.
Теперь давайте рассмотрим гипотетическую звезду, которая видна на нашем небесном экране. Предположим, мы уже один раз замерили ее положение, а теперь спустя шесть месяцев снова проводим измерения и сравниваем результаты. Разница в нашем физическом измерении составляет двойное расстояние от Солнца до Земли. Если видимое изменение положения звезды составляет две угловые секунды, значит, расстояние до звезды равно одной параллактической секунде, или 1 пк. Итак, параллактические измерения – это способ определения истинного расстояния до звезд. Но если видимое изменение положения звезды становится меньше по мере ее удаления, наступит момент, когда точные измерения произвести будет уже нельзя. Другими словами, параллакс работает, только когда мы измеряем расстояния довольно небольшого пространства вокруг нас.
Возможно, вы привыкли к тому, что в астрофизике расстояния измеряют световыми годами, то есть расстоянием, которое свет преодолевает в вакууме за один год. На самом деле, за некоторым исключением, внегалактические астрономы чаще используют именно парсеки: это более эмпиричный способ, так как определение построено на геометрических принципах измерений. Для сравнения: 1 пк эквивалентен расстоянию, превышающему три световых года. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Центавра, находится на расстоянии 1,3 пк, а на удалении 10 пк найдется еще несколько сотен звезд. Положения и параллаксы более 2,5 млн звезд (и их собственные движения) были картографированы при помощи европейского космического телескопа Hipparcos – (акроним от англ. High Precision Parallax Collecting Satellite – Высокоточный спутник для сбора параллаксов, созвучный с именем древнегреческого астронома Гиппарха), собиравшего данные с 1989 по 1993 год. Недавно запущенный спутник «Гайя» (англ. Gaia) сейчас проводит новую топографическую съемку положений миллиардов звезд в галактике для создания наиболее точной и полной трехмерной карты нашего космического дома. Тем не менее это лишь первые наметки: «Гайя» проведет измерения только 1 % от всех звезд Млечного Пути (как будто мы слегка высунули нос за дверь нашего дома и попытались увидеть все дома по соседству), но все же «Гайя» – невероятный прорыв в этой сфере. В Галактике гораздо больше звезд, чем мы способны измерить методом параллакса, и основная их часть расположена в этой яркой полоске Млечного Пути, которую мы видим на небе.
«Сверхглубокое поле “Хаббла”» – «окно» в очень далекие регионы Вселенной. Почти каждая световая точка на этом снимке – это галактика, открытая, когда телескоп «Хаббл» снимал небольшие участки космоса (около 10 % диаметра полной Луны) с очень длинной выдержкой. Здесь можно различить детали этих относительно близких к нам, но все же очень далеких галактик, среди которых ясно выделяются спиральные и эллиптические. Однако определить формы и размеры самых дальних из них практически невозможно: на снимке это светлые и красные точки размером всего в несколько пикселей. Тем не менее обнаружение этих галактик крайне важно для науки, так как оно позволит узнать больше о том, какими были галактики в эпоху ранней юности Вселенной. Свет от самых дальних галактик, изображенных на снимке, возник, когда Вселенной было всего полмиллиарда лет. Через эту фотографию мы смотрим в прошлое
Отведя взгляд от полоски Млечного Пути, мы начнем рассматривать пространство над или под галактическим диском – область действительно глубокого космоса, за пределами Галактики. Вдали от ближайших к нам звезд, за пределами диска, простирается тихая и темная бездна, таящая в себе другие галактические миры. Их много – сотни и сотни миллиардов. Увы, пока мы не можем получить их четкое изображение: куда бы мы ни посмотрели, взгляд устремляется сквозь материю нашей Галактики, не говоря уже о сиянии Солнца, которое заполняет небеса. Заниматься внегалактической астрономией – все равно что стоять у подножия гигантского дуба в густом лесу и пытаться увидеть за ним другие деревья. Чтобы разглядеть другие галактики, мы должны смотреть на пространства, лежащие по краям от усеянного звездами галактического диска Млечного Пути. Регион космоса в области галактической плоскости так ярок и плотно набит межзвездным веществом, что практически не пропускает свет, излучаемый дальней частью Вселенной. Изучая другие галактики, мы даже не смотрим в эту область: для нас она – зона избегания.
Состав Галактики
Наша Галактика представляет собой гигантское скопление звезд, собранных в дискообразную структуру. Это сложно понять сразу, так как у нас не самая удачная наблюдательная позиция – прямо из глубин самого диска. В ночном небе мы видим лишь ближайшие к Земле звезды и упускаем полную картину – точно так же невозможно оценить и масштаб бескрайних дождевых лесов Амазонки, стоя в их центре. Лишь изучая дальние галактики, мы сможем понять, как выглядит «лес» целиком. Чтобы изучать их, мы должны больше узнать о том, из чего же, – помимо звезд, – они состоят. Млечный Путь, как ни удивительно, – самая обычная среднестатистическая галактика. Даже быстрый обзор его содержимого подготовит нас к исследованию других галактик Вселенной.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
