Астрономия
Астроно́мия (от астро… и греч. νόμος – закон), наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселенной в целом. Астрономия – точная наука, широко применяющая математические методы. В основе астрономии (в отличие от физики, химии и т. п.) лежат наблюдения, поскольку, за редчайшими исключениями, эксперимент в астрономии невозможен. Это слабо препятствует изучению тысяч и миллионов однородных объектов, поскольку эксперименты ставит сама природа, но затрудняет исследование уникальных объектов.
Задачи и разделы астрономии
Астрономия исследует тела Солнечной системы (Солнце, планеты, спутники, астероиды, кометы, кольца вокруг планет, метеороидные рои и др.), планетные системы других звёзд, нормальные и вырожденные звёзды, звёздные системы, межзвёздную среду (молекулы и пылинки, облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода, газово-пылевые туманности, космические лучи), нашу Галактику и другие галактики, квазары – их движение, распределение в пространстве, физическую природу, взаимодействие, происхождение, развитие и гибель.
По источникам первичной информации различают: оптическую, инфракрасную, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию, радиоастрономию и гамма-астрономию (в зависимости от диапазона электромагнитного излучения небесных тел, попадающего в приёмники); астрономию космических лучей; нейтринную астрономию и гравитационно-волновую астрономию; для близких тел Солнечной системы – локационную астрономию.
По расположению обсерваторий выделяют наземную астрономию и внеатмосферную астрономию (космическую и стратосферную). Оптическая астрономия и радиоастрономия могут быть и наземными, и внеатмосферными, тогда как в других диапазонах земная атмосфера в основном непрозрачна и возможны лишь внеатмосферные исследования.
Столпы Творения – тёмная туманность на фоне светлой туманности Орёл (M16). Расположена в созвездии Змея на расстоянии около 7000 световых лет от Земли. Является областью активного звездообразования. Изображение получено космическим телескопом «Джеймс Уэбб» в инфракрасном диапазоне длин волн.По объектам изучения различают гелиофизику (физику Солнца) и планетологию как часть астрономии Солнечной системы, физику звёзд и межзвёздной среды, галактическую (звёздную) астрономию (объект изучения – наша Галактика) и внегалактическую астрономию (мир галактик и квазаров), космологию (вся наблюдаемая Вселенная и её развитие во времени).
По изучаемым характеристикам объектов выделяют астрометрию (положение и кинематика небесных тел), небесную механику (динамика небесных тел), астрофизику (физика небесных тел), космогонию (происхождение и развитие небесных тел и их систем).
Наиболее условно деление на наблюдательную и теоретическую астрономию, поскольку наблюдательная астрономия использует теорию для создания новых приборов и первичной обработки результатов наблюдений, а теоретическая астрономия опирается на наблюдения.
Астрономия тесно связана с другими науками, прежде всего с математикой, механикой, физикой, химией. Астрономия связана также с геофизикой, физической географией, геодезией и гравиметрией, биологией (влияние околосолнечной среды на земные организмы, жизнь во Вселенной), историей (датировка по астрономическим явлениям), этнографией и религиоведением (астрономическая мифология).
Дотелескопическая астрономия
Астрономия возникла в глубокой древности, о чём свидетельствуют первые обсерватории (Стонхендж и др.). Появление и развитие астрономии вызвано стремлением человека познать природу и своё место в ней, практическими и культовыми потребностями. Астрономическими методами определялись время суток, времена года, географические координаты, направление на восток или на какой-либо невидимый пункт (например, на Мекку); предсказывались моменты наступления новолуний и полнолуний, равноденствий и солнцестояний, солнечных и лунных затмений, разливы Нила и др.
Стонхендж – комплекс сооружений неолита – бронзового века, расположенный в 13 км к северу от современного Солсбери (Великобритания). Возводился между 3500 и 1100 до н. э. Согласно одной из гипотез, представляет собой древнюю астрономическую обсерваторию.На основе многовековых наблюдений в Китае, Индии, Египте, Месопотамии, Греции была определена продолжительность сезонов, тропического года, синодического месяца с точностью до нескольких минут. В 6 в. до н. э. открыт сарос – период повторяемости солнечных затмений, продолжительность которого составляет 18 лет 10 сут, а в 5 в. до н. э. – метонов цикл в 19 лет, по истечении которого фазы Луны попадают на те же даты года. Были созданы солнечные, лунные и лунно-солнечные календари, доказана шарообразность Луны и Земли; в 3 в. до н. э. Эратосфен измерил радиус Земли. Высокими достижениями отмечена и астрономия доколумбовой Америки.
Древними наблюдателями была замечена неподвижность звёзд: как бы прикреплённые к небосводу, они совершают суточное вращение, не меняя взаимного расположения. В группах звёзд древние люди пытались найти сходство с животными, мифологическими персонажами, предметами быта. Так появилось деление звёздного неба на созвездия, различные у разных народов. Для точного определения местоположения звёзд была разработана сферическая система координат (на 1,5 тысячелетия раньше декартовой) и сферическая тригонометрия. В результате длительных наблюдений составлены первые звёздные каталоги, т. е. списки звёзд с двумя их сферическими координатами (третья координата – расстояние – была неизвестна), иногда также с яркостью и цветом звёзд. Образцом служит каталог Гиппарха (2 в. до н. э.), содержащий, по разным оценкам, от 850 до 1022 звёзд (его полный текст до наших дней не сохранился). Сравнив свой каталог с составленным на 100 лет ранее каталогом греческих астрономов Тимохариса и Аристилла, Гиппарх открыл прецессию, т. е. движение точки весеннего равноденствия по эклиптике.
Созвездие Большая Медведица в атласе звёздного неба. Иллюстрация из книги: Гевелий Я. Уранография. Гданьск, 1690. Библиотека Линды Холл, Канзас-Сити (США).С древних времён были известны 7 «блуждающих» среди звёзд светил, названных греками «планетами»: Солнце, Луна, Марс, Меркурий, Юпитер, Венера и Сатурн. Отсюда берёт начало 7-дневная неделя, дни которой были посвящены перечисленным в указанном порядке «планетам», что отразилось в ряде языков в названиях дней. Древние астрономы установили пути «планет» среди звёзд. Наиболее трудный для наблюдений путь Солнца (приходилось наблюдать яркие звёзды перед восходом Солнца или звёзды, видимые в полночь на юге) оказался самым простым. Солнце движется по наклонённому к небесному экватору на 23° 26′ (по современной оценке) большому кругу небесной сферы, называемому эклиптикой, всегда в прямом направлении, т. е. обратно суточному движению. Расположенные вдоль эклиптики созвездия получили названия зодиакальных (от греч. ζ,ῷον – живое существо), т. к. большинство из них носит названия живых существ. В Древнем Китае небо было разделено на 122 созвездия, из них 28 зодиакальных. Но у большинства народов было 12 зодиакальных созвездий, каждое из которых Солнце проходило примерно за месяц.
Видимое движение внешней планеты на звёздном небе в представлении художника. Двигаясь на фоне звёзд, планета описывает петлю, включающую участок попятного движения. Это кажущееся движение объясняется тем, что Земля движется по своей орбите с большей угловой скоростью, чем внешняя планета. Поэтому, когда Земля начинает обгонять планету вблизи противостояния, на фоне звёзд это выглядит так, будто планета начинает двигаться в обратную сторону.Путь Луны сложнее: за месяц она проходит в прямом движении (но неравномерно) лежащий в зодиаке большой круг, наклонённый к эклиптике на 5°. Точка наибольшей скорости движения Луны по орбите скользит вдоль неё в прямом направлении с периодом 8,85 года, а сам круг, сохраняя указанный наклон, скользит по эклиптике в обратном направлении с периодом 18,6 года. Происходящее в том же зодиаке движение 5 планет должно было казаться невероятно сложным. Они описывают кривые, имеющие участки попятного движения, петли и точки возврата, что выглядело как проявление собственной воли планет и способствовало их обожествлению. Сложное движение планет вместе с такими внушавшими ужас явлениями, как лунные и солнечные затмения, появления ярких комет и вспышки новых звёзд, породили астрологию, в которой расположения планет в зодиаке и упомянутые явления служили для предсказания судеб народов и правителей. Для составления гороскопа по астрологическим правилам нужно было использовать астрономические знания; таким образом, астрология на определённом этапе способствовала развитию астрономии.
Геоцентрическая система мира Гиппарха и Птолемея. В её рамках планеты движутся по окружностям – эпициклам, центры которых движутся по окружностям большего радиуса – деферентам. Первоначально такую модель предложил Гиппарх. Птолемей усовершенствовал эту модель, увеличив количество эпициклов у каждой планеты: по первому эпициклу движется центр второго, по второму эпициклу – центр третьего и т. д.; сама планета движется по последнему эпициклу.Вершина античной астрономии – математическая модель Солнечной системы, известная как геоцентрическая система мира, построенная Клавдием Птолемеем (2 в. н. э.) и изложенная в его многотомном сочинении, вошедшем в историю под арабским названием «Альмагест». В этой модели земной шар покоится в центре Вселенной, звёзды неподвижны на сфере, равномерно вращающейся вокруг полярной оси. Сложное движение каждой из 7 «планет» разложено на несколько простых – непреходящее достижение, используемое во всех разделах современной механики. В системе Птолемея по неподвижной окружности (деференту) с центром в центре Земли равномерно движется воображаемая точка – центр другой неподвижной окружности (эпицикла), по которой равномерно движется воображаемая точка – центр второго эпицикла и т. д. По последнему эпициклу движется планета. Число эпициклов можно уменьшить, смещая центры кругов и предполагая равномерность вращения не относительно центра, а относительно ещё одной вспомогательной точки – экванта. Для того чтобы представить движения планет с достигнутой древними греками точностью 0,2° (её превзошли лишь через 1,5 тыс. лет), достаточно небольшого числа кругов, например 2 для Солнца и 4 для Марса, если правильно подобрать значения параметров: радиусы кругов, их наклоны к эклиптике, периоды и др.
С наступлением Средневековья научная деятельность почти прекратилась. В период арабского и позднее европейского Возрождения астрономия вместе с другими науками продолжила своё развитие. В начале 9 в. сочинения К. Птолемея были переведены на арабский язык. Арабский учёный аль-Баттани (Альбатегний) в концу 9 – началу 10 вв. вывел формулы сферической тригонометрии, произвёл многочисленные наблюдения, уточнив значения элементов орбиты Солнца. Постепенно совершенствовалась теория Птолемея: добавлялись новые эпициклы и уточнялись их параметры. Всемирную известность получили астрономические таблицы положений небесных тел, составленные в период между 1260 и 1272 гг. еврейскими учёными по распоряжению короля Кастилии Альфонсо X Мудрого и названные альфонсовыми. Насир ад-Дин Туси построил большую обсерваторию в Мераге (ныне провинция Восточный Азербайджан, Иран). По размерам, количеству и качеству инструментов выдающееся место заняла обсерватория Улугбека в Самарканде, где в 1420–1437 гг. был составлен новый большой каталог звёзд.
Гелиоцентрическая система мира Коперника. Иллюстрация из книги: Cellarius A. Harmonia Macrocosmica seu Atlas Universalis et Novus. Amsterdam, 1708.В Европе первые переводы «Альмагеста» на латинский язык появились в 12 в., и впоследствии теория Птолемея была принята Церковью. Усложнение теории в трудах арабских и позднее европейских учёных не успевало за ростом точности наблюдений, что порождало сомнения в её истинности. Н. Коперник построил более адекватную кинематическую модель Солнечной системы – гелиоцентрическую систему мира. В этой модели Солнце покоится в центре Вселенной, а планеты обращаются вокруг него. Земля как одна из планет обращается вокруг Солнца и вращается вокруг полярной оси, в свою очередь описывающей конус с периодом 26 тыс. лет. Гелиоцентрическая система мира объяснила сразу 3 явления: суточное вращение небосвода, годичное движение Солнца и прецессию; вскрыла причину необъяснимого в геоцентрической теории равенства году периодов движения по деференту или первому эпициклу у всех планет.
«Небо перетягивает Землю». Миниатюра из книги: Коперник Н. О вращениях небесных сфер. 2-е издание. Амстердам, 1617.Теория Коперника впервые позволила построить трёхмерную (а не двумерную на небесной сфере) модель Солнечной системы и правильно выразить все расстояния через одно – среднее расстояние от Земли до Солнца, называемое астрономической единицей. Огромно и философское значение теории: она показала отсутствие принципиальной разницы между земным и небесным и сделала весьма вероятным предположение, что звёзды – это далёкие «солнца», вокруг которых могут обращаться свои планеты. Гелиоцентризм опирался на идеи Аристарха Самосского. Но только Коперник разработал гелиоцентрическую систему во всех деталях и изложил её в сочинении «О вращениях небесных сфер», вышедшем в 1543 г. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижности Земли как центра Вселенной, разделяемое Церковью, десятилетиями не уступало места новому учению, которое не могли принять многие выдающиеся люди того времени. Даже крупнейший наблюдатель Т. Браге не принял системы Коперника, заменив её искусственной схемой движения Солнца вокруг Земли и планет вокруг Солнца. Гелиоцентрическая система мира утвердилась лишь после трудов Г. Галилея и И. Кеплера.
Телескопические наблюдения
Телескопы-рефракторы Галилео Галилея. Италия. 17 в. Музей Галилея, Флоренция.В 1609 г. Г. Галилей впервые применил телескоп для наблюдений небесных тел. За несколько лет он изменил представления о Вселенной, широко раздвинув её границы. Были открыты горы и другие структурные образования на Луне, пятна на Солнце, указавшие на его вращение, видимые диски планет, фазы Венеры, спутники Юпитера. На порядок возросло число видимых звёзд, Млечный Путь оказался состоящим из огромного числа звёзд, сливающихся в сплошную полосу для невооружённого глаза.
Постепенно телескопы совершенствовались. И. Кеплер заменил рассеивающую окулярную линзу собирающей, что расширило поле зрения и усилило увеличение телескопа. Однако вследствие хроматической и сферической аберраций изображения оставались расплывчатыми, с радужными каёмками, что заставляло увеличивать фокусные расстояния линз вплоть до 45 м, сохраняя их малые диаметры, т. к. в то время не умели выплавлять большие блоки оптического стекла. Но даже с такими инструментами было сделано много астрономических открытий. В 1655 г. Х. Гюйгенс обнаружил кольцо Сатурна, открыл его спутник Титан, в 1671–1684 гг. Дж. Кассини открыл ещё 4, более слабых, спутника. Он же в 1675 г. заметил, что кольцо Сатурна состоит из двух концентрических частей, разделённых тёмной полосой – щелью Кассини. В 1675 г. О. Рёмер, наблюдая движения в системе спутников Юпитера, пришёл к выводу о конечности скорости света и измерил эту фундаментальную величину.
Телескоп-рефлектор Исаака Ньютона. 1924. Мастер Ф. Агат. Копия с оригинала 1668. Музей науки, Лондон.В 1668 г. И. Ньютон сконструировал телескоп-рефлектор, свободный от хроматической аберрации и нуждающийся в обработке лишь одной поверхности зеркала. В 1789 г. В. Гершель довёл диаметр зеркала до 122 см. Линзовые телескопы-рефракторы также совершенствовались: объективы стали делать двойными, сочетая стёкла с разной дисперсией, что позволило уменьшить хроматическую и сферическую аберрации и вместе с этим сократить длину трубы и повысить проницающую силу телескопа. При помощи новых инструментов наблюдатели сделали много открытий. В 1761 г. М. В. Ломоносов обнаружил атмосферу у Венеры. Было открыто много комет и доказана многочисленность кометного населения. Обнаружено множество звёздных скоплений и «туманностей», относительно которых предложено 2 гипотезы: это либо газово-пылевые объекты (ныне известные как галактические туманности), либо далёкие скопления, не разрешаемые на звёзды.
Телескоп-рефлектор, созданный Вильямом Гершелем в 1789 г., с диаметром линзы 48 дюймов (122 см) и длиной трубы 40 футов (12,2 м). Библиотека Конгресса, Вашингтон.Первый каталог туманностей составил Ш. Мессье в 1771 г. К 1802 г. В. Гершель каталогизировал более тысячи туманностей и произвёл их классификацию. Он обосновал ограниченность нашей звёздной системы – Галактики и укрепил предположение И. Ламберта (1761) о существовании других звёздных систем – галактик. В середине 19 в. У. Парсонс (лорд Росс) впервые описал спиральную структуру некоторых «туманностей».
В 1781 г. В. Гершель обнаружил Уран. В 1846 г. И. Г. Галле открыл Нептун. В 1930 г. К. Томбо открыл Плутон. В 1801 г. Дж. Пиацци обнаружил первую малую планету (астероид) – Цереру.
Развитие астрометрии и небесной механики
Современник Г. Галилея И. Кеплер после смерти Т. Браге получил архив точнейших для своего времени результатов наблюдений планет, проводившихся более 20 лет. В движении Марса Кеплер обнаружил значительные отступления от всех прежних теорий. Ценой огромного труда и длительных вычислений ему удалось установить 3 закона движения планет (законы Кеплера), сыгравшие важнейшую роль в развитии небесной механики. Первый закон, согласно которому планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце, разрушил тысячелетние представления о круговых движениях. Второй закон определил переменную скорость вращения радиус-вектора, соединяющего Солнце и планету. Третий закон установил однозначную зависимость между размерами орбит планет и периодами их обращения вокруг Солнца. Составленные Кеплером таблицы положений планет намного превзошли по точности все прежние и применялись в течение всего 17 в.
Эллиптическая орбита планеты, обращающейся вокруг Солнца (которое расположено в одном из фокусов эллипса). При движении планеты по орбите её радиус-вектор за равные промежутки времени заметает равные площади (закрашенные секторы).Дальнейший прогресс астрономии тесно связан с развитием математики и аналитической механики, с успехами оптики и астрономического приборостроения. Фундаментом небесной механики явился открытый И. Ньютоном закон всемирного тяготения. Законы Кеплера оказались его следствием в частном случае, когда планета движется под влиянием притяжения лишь одного тела – Солнца. В реальном случае, при наличии взаимного притяжения между всеми телами Солнечной системы, движение планет сложнее; и если законы Кеплера соблюдаются с хорошей точностью, то это результат преобладания притяжения массивного Солнца над притяжением всех остальных тел Солнечной системы, вместе взятых.
Движение небесных тел однозначно определяется системой дифференциальных уравнений, представляющих собой математическую запись закона тяготения, если известны начальные данные: положение и скорость в некоторый момент времени, принимаемый за начальный. В случае двух точечных тел (задача двух тел) уравнения интегрируются в элементарных функциях, что удалось проделать Ньютону. Общую задачу о движении N тел можно решать только численно. Но слабовозмущённую планетную задачу (где притяжение планет – лишь малая добавка к притяжению Солнца) удалось в первом приближении, на промежутке времени порядка тысячи лет, решить аналитически самому Ньютону.
Троянцы – две группы астероидов, расположенные возле т. н. треугольных точек Лагранжа системы Солнце – Юпитер и движущиеся вокруг Солнца синхронно с Юпитером. Перевод: БРЭ.Усилия крупнейших математиков, механиков и теоретиков астрономии в течение столетий были направлены на повышение точности решения и увеличение промежутка времени, на котором приближённое решение близко к истинному. Благодаря трудам Л. Эйлера, Ж.-Л. Лагранжа, П.-С. Лапласа, С. Д. Пуассона, К. Ф. Гаусса, У. Леверье, С. Ньюкома, Дж. Хилла, А. М. Ляпунова, А. Пуанкаре, Х. фон Цейпеля и др. решение планетной задачи было представлено с высокой точностью на временах порядка сотен тысяч лет и более рядами, обобщающими ряды Фурье. Похожие ряды представляют поступательное и вращательное движение Луны, спутников других планет и астероидов. Поведение траекторий зависит от наличия или отсутствия орбитального резонанса между периодами обращения планет. На движение 8 больших планет резонансы влияют слабо. Движение же значительной части небольших тел – Плутона, множества спутников и астероидов – острорезонансно. В 1906 г. была открыта группа малых планет – троянцев, движущихся в резонансе 1 : 1 с Юпитером. Ныне известно более 1000 троянцев и открыты их аналоги для Земли, Марса, Урана и Нептуна. Резонансы проявляются и в орбитально-вращательном движении. Луна и большинство естественных спутников движутся в резонансе 1 : 1, т. е. периоды их вращения и обращения совпадают, они повёрнуты к планете одной стороной.
Закон всемирного тяготения объяснил и форму небесных тел. В первом приближении это показали И. Ньютон и Х. Гюйгенс. Теорию фигур равновесия находящихся в жидком или пластическом состоянии небесных тел создали позднее К. Маклорен, А. Клеро, П.-С. Лаплас, К. Якоби, А. М. Ляпунов, А. Пуанкаре, Дж. Дарвин, Л. Лихтенштейн.
Комбинированное изображение кометы Галлея. 1986. Фото: телескоп «Grand Prisme Objectif». Обсерватория Ла-Силья, пустыня Атакама (Чили).Триумфом небесной механики явилось блестяще подтвердившееся предсказание Э. Галлеем следующего появления кометы (1758), носящей теперь его имя (кометы Галлея), а также открытие новой планеты – Нептуна – по вычислениям У. Леверье, который предположил, что неустранимые неувязки в движении Урана вызваны притяжением неизвестной планеты, и сумел указать её положение на небе. В 1844 г. Ф. В. Бессель предсказал существование невидимых спутников у Сириуса и Проциона, отклоняющих собственное движение этих звёзд от прямолинейного равномерного. Позднее спутники были обнаружены с помощью крупных телескопов. Наиболее сложной из разработанных к середине 20 в. теорий движения небесных тел была теория движения Луны. Отклонения, которые раньше приписывались неизвестному негравитационному влиянию, оказались следствием неравномерности вращения Земли. С переходом к высокоточному атомному времени задача астрономической службы времени изменилась на противоположную: не определять время по наблюдениям звёзд, а изучать сложные движения Земли относительно своего центра масс.
Двойная звезда Сириус, состоящая из звезды главной последовательности Сириус A (в центре) и белого карлика Сириус B (слева снизу). Фото: космический телескоп «Хаббл».В 1640 г. точность угломерных измерений повысилась в десятки раз, когда английский астроном У. Гаскойн поместил в фокусе телескопа тончайшие нити. Он же изобрёл окулярный микрометр для измерения малых угловых расстояний между деталями видимого в поле зрения изображения. Французский астроном Ж. Пикар в 1667 г. снабдил телескоп разделёнными кругами, по которым отсчитывались углы с точностью до секунды дуги. Методом триангуляции были получены более точные размеры Земли и определено отличие её формы от шара – полярное сжатие, важное для проверки теории тяготения Ньютона. Использовав окулярный микрометр, В. Гершель в 1803 г. установил, что многие звёзды образуют системы, состоящие из двух, а иногда и более звёзд, обращающихся в согласии с законом всемирного тяготения. Таким образом, закон Ньютона был распространён с Солнечной системы на всю Галактику. Сравнивая свои наблюдения с древнегреческими, Э. Галлей в 1718 г. обнаружил большое смещение 3 ярчайших звёзд – Сириуса, Арктура и Альдебарана. Так были открыты собственные движения звёзд, и они перестали считаться неподвижными.
Одной из фундаментальной задач астрономии было определение среднего расстояния от Земли до Солнца (астрономической единицы). Первые близкие к истинным результаты получены методом Галлея по наблюдениям из разных мест прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 гг. Эти наблюдения стали первыми международными научными кампаниями; в них участвовала и Россия. Тщательная обработка наблюдений дала значение астрономической единицы от 1,25 ∙1011 до 1,55 ∙1011 м. После открытия малых планет их наблюдения повысили точность в десятки раз. К середине 20 в. было принято значение астрономической единицы 1,496 ∙1011 м.
Годичное параллактическое движение звезды – видимое смещение звезды на небе, вызванное тем, что наблюдатель обращается вместе с Землёй вокруг Солнца и в разные времена года наблюдает звезду из разных точек земной орбиты. Перевод и адаптация: БРЭ.Другая фундаментальная проблема астрономии – определение расстояний до звёзд путём измерения для каждой из них годичного параллакса. Параллаксы измерялись в течение 300 лет, начиная с Н. Коперника, но их значения слишком малы и терялись в погрешностях измерений. Тем не менее эти измерения принесли огромную пользу. В. Гершель открыл двойные звёзды при попытке найти параллакс, отслеживая движение яркой (предположительно, близкой) звезды относительно расположенной близко на небесной сфере слабой (предположительно, далёкой) звезды. Безуспешные попытки измерить параллакс привели Дж. Брадлея в 1728 г. к открытию аберрации света, которую он правильно объяснил конечностью скорости света, а в 1748 г. – к открытию нутации земной оси. Лишь в 1836–1839 гг. удалось надёжно определить параллаксы звезды 61 Лебедя (Ф. В. Бессель), Веги (В. Я. Струве) и α Кентавра (Т. Гендерсон). Найденная впоследствии самая близкая к Солнцу звезда Проксима Кентавра имеет параллакс в 0,77″, что отвечает расстоянию в 1,3 парсек, или 4,2 светового года.
Важным направлением астрономии является составление звёздных каталогов, содержащих точнейшие координаты звёзд. Они нужны как для научных (определения астрономических постоянных и исследования кинематики Вселенной), так и для прикладных целей (геодезии, картографии, навигации). Особые заслуги в этой области имеют Гринвичская (основана в 1675), Капская (1820), Пулковская (1839) и Вашингтонская (1842) обсерватории.
Развитие астрофизики
До начала 18 в. можно говорить лишь о зачатках астрофизики: определение яркости (начало астрофотометрии) и цвета светил, поглощения и рассеяния света атмосферой Земли, попытки обнаружения атмосферы Луны, определение масс планет и Солнца. Фотометрия экспериментально разрабатывалась П. Бугером (1729) и И. Ламбертом (1760). Тогда же было окончательно доказано, что Солнце – близкая звезда. Выявленный В. Я. Струве закон роста числа звёзд с уменьшением их видимой яркости позволил ему в 1846 г. обосновать существование поглощения света межзвёздной средой, что было подтверждено в 1930 г. Р. Трамплером.
Типы звёздных спектров. Иллюстрация из книги: Secchi A. Le stelle: saggio di astronomia siderale. Milano, 1877.В 1814 г. Й. Фраунгофер обнаружил и подробно описал тёмные линии в спектре Солнца (фраунгоферовы линии); природа этих линий стала понятна с открытием спектрального анализа (Р. Бунзен и Г. Кирхгоф, 1859). У. Хёггинс и Дж. Локьер, А. Секки и П. Ж. С. Жансен, применив этот метод к Солнцу, звёздам и туманностям, исследовали их химический состав. К. Доплер сформулировал в 1842 г. свой знаменитый принцип (эффект Доплера), уточнённый И. Физо в 1848 г. и экспериментально проверенный А. А. Белопольским на лабораторной установке в 1900 г. Эффект Доплера получил многочисленные применения в астрономии для измерения скорости движения по лучу зрения (лучевой скорости), в том числе для измерения скоростей вращения звёзд, галактик, а также турбулентных движений в солнечной фотосфере и др. Спектральный анализ позволил обнаружить множество спектрально-двойных звёзд, близкие компоненты которых невозможно раздельно наблюдать даже с помощью крупных телескопов.
Одна из первых фотографий (дагерротипов) Луны. Между 1857 и 1860. Фото: Джон Уиппл, Джеймс Блэк. Метрополитен-музей, Нью-Йорк.Изобретённая в 1839 г. фотография получила широкое применение в астрономии. Длительные экспозиции, продолжительность которых ограничивалась лишь атмосферной засветкой и точностью гидирования, позволили фиксировать небесные светила, не видимые глазом даже в сильные телескопы. Астрофотография многократно увеличила возможности астрофотометрии, астроспектроскопии и астрометрии, позволила исследовать строение, химический состав и движение небесных тел, повысила точность, объективность и документальность наблюдений. В 1887 г. был принят международный план составления фотографических карт неба, содержащих около 30 млн звёзд до 14-й звёздной величины. В выполнении этой работы приняли участие 18 обсерваторий мира.
В 1922–1924 гг. А. А. Фридман, исследуя уравнения общей теории относительности А. Эйнштейна для Вселенной в целом и предполагая её однородность и изотропность, пришёл к трём типам решений, одно из которых описывало расширяющуюся со временем Вселенную. В 1929 г. Э. Хаббл открыл красное смещение в спектрах галактик. Явлению найдена лишь одна непротиворечивая интерпретация: смещение вызвано эффектом Доплера; следовательно, все галактики удаляются со скоростями, пропорциональными расстоянию (закон Хаббла). Такая картина имеет место при наблюдении из любой галактики, так что все они равноправны. Открытия Фридмана и Хаббла положили начало теоретической и наблюдательной космологии.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для 22 000 звёзд, по данным каталога HIPPARCOS, и 1000 звёзд, по данным каталога ближайших звёзд Глизе. Перевод и адаптация: БРЭ.Большинство звёзд обладают сходным химическим составом, но сильно различаются между собой по массе, радиусу, температуре поверхности и светимости. Между этими параметрами существует зависимость, которая носит статистический характер, поскольку химический состав звёзд не вполне одинаков. Эта зависимость впервые была обнаружена Э. Герцшпрунгом (1911) и независимо Г. Расселом (1913), составившими диаграмму «спектр – светимость» (диаграмма Герцшпрунга – Рассела), играющую огромную роль при изучении строения и эволюции звёзд. Многие сотни диаграмм, составленных для рассеянных и шаровых звёздных скоплений Галактики, а также для других разрешённых на звёзды галактик, позволили исследовать жизнь звёзд от рождения до смерти. В частности, в 1940-е гг. выяснилось, что звездообразование в Галактике интенсивно продолжается в наше время, причём звёзды рождаются группами в газово-пылевых облаках. В 1910 г. открыты белые карлики – звёзды с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Земли.
Белый карлик Сириус B (слева) в сравнении с Землёй (справа) в представлении художника. Наблюдательные данные, полученные с помощью спектрографа STIS космического телескопа «Хаббл», указывают на то, что масса Сириуса B равна 0,98 массы Солнца, а диаметр составляет 12 тыс. км – немного меньше диаметра Земли.Были разработаны фотометрические способы определения расстояний до далёких (более 100 пк) звёзд, имеющих исчезающе малые параллаксы. Особенно полезным оказалось изучение цефеид – переменных звёзд высокой светимости, период изменения блеска которых связан со светимостью. Измерение видимой яркости и периода изменения блеска даёт расстояние до цефеиды и скопления, в котором она находится. Были подробно изучены и другие классы переменных звёзд, часть из которых тоже может служить «маяками Вселенной» (стандартными свечами).
В 1930-х гг. обнаружено много космических источников, излучающих в диапазоне от миллиметровых до метровых электромагнитных волн. Часть из них была отождествлена с Солнцем, галактиками и туманностями. Позднее было зарегистрировано радиоизлучение межзвёздной среды, прежде всего в линии 21 см атомарного водорода, ставшее мощным методом изучения Галактики.
Фотография солнечной короны, полученная Бернаром Лио в обсерватории Пик-дю-Миди (Франция) с помощью изобретённого им внезатменного коронографа. 1936. Библиотека Парижской обсерватории.Проблема источников колоссальной энергии звёзд, поставленная ещё в 19 в., была решена в 1930-х гг. Х. Бете и К. фон Вайцзеккер независимо друг от друга указали цепочки термоядерных реакций в недрах звёзд, ведущие к превращению водорода в гелий. Значительных успехов достигли исследования Солнца. Использование специальных фильтров, имеющих узкую спектральную полосу пропускания, позволило изучить распределение и движение отдельных химических элементов в солнечной хромосфере. Благодаря разработке специальных методик и аппаратуры (внезатменный коронограф, изобретённый в 1931 г. Б. Лио, Франция) стало возможным наблюдать на высокогорных обсерваториях солнечную корону вне затмений; открытие эффекта Зеемана позволило изучать магнитные поля, определяющие многие процессы на Солнце.
Большой телескоп альт-азимутальный. Специальная астрофизическая обсерватория РАН, посёлок Нижний Архыз (Карачаево-Черкессия, Россия). Фото: Юрий Сухарев.В 20 в. бурно развивалась техника наблюдений. Были построены большие рефлекторы. Увеличивались диаметры зеркал: 254 см в 1917 г. (США), 508 см в 1948 г. (США); 605 см в 1975 г. (СССР). Создавались новые типы приёмников излучения. Во много раз повысилась чувствительность фотоэмульсий, расширилась их спектральная область. Фотоэлектронные умножители, электронно-оптические преобразователи, методы электронной фотографии и телевидения значительно повысили точность и чувствительность фотометрических наблюдений и расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Совершенствование спектральной аппаратуры позволило получать спектрограммы с высокими дисперсиями и регистрировать спектры очень слабых светил. Доступным наблюдению стал мир далёких галактик, находящихся на расстояниях нескольких миллиардов световых лет.
Астрономия в космическую эру
С запуском первого искусственного спутника Земли (1957, СССР) в астрономии началась новая эпоха. Появилась возможность изучать тела Солнечной системы и межпланетную среду прямыми методами, исследовать Землю из космоса, ставить опыты (запуск космических зондов для определения геометрии поверхности океана и суши, магнитного и гравитационного полей Земли и других небесных тел – это эксперимент, а не только наблюдения), на порядки увеличить базу интерферометров. Стали доступны изучению первичные космические лучи и микрометеориты.
Космический телескоп «Хаббл» на орбите высотой 600 км над поверхностью Земли в представлении художника.Астрономия стала всеволновой. В космосе работают приёмники инфракрасного, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения, применение которых на Земле невозможно из-за поглощающего действия атмосферы. В космос запущены и оптические телескопы: благодаря отсутствию атмосферы изображения лишены основных дефектов, движение искусственных спутников Земли позволяет видеть всю небесную сферу. Один из крупнейших космических телескопов «Хаббл» (США), с зеркалом диаметром 2,4 м, запущен в 1990 г. – и в 2023 г. всё ещё работает на околоземной орбите. С 2022 г. работает крупнейший орбитальный телескоп ближнего и среднего инфракрасного диапазона «Джеймс Уэбб», с диаметром сегментированного зеркала 6,5 м. С 1990-х гг. астрофизические инструменты выводятся и на гелиоцентрические орбиты (например, SOHO – специализированный аппарат для исследований Солнца и околосолнечного пространства).
Российская (с участием Германии) орбитальная астрофизическая обсерватория «Спектр-Рентген-Гамма» («Спектр-РГ»), предназначенная для рентгеновского обзора всего неба и наблюдений скоплений галактик и активных ядер галактик в рентгеновском диапазоне спектра. Иллюстрация создана на основе 3D-модели Spektr-RG.С началом космической эры совпало появление и развитие множества новых методов, пришедших в астрономию из других отраслей науки и техники. Радиоастрономия получила полноповоротные радиотелескопы с зеркалами диаметром до 100 м, неподвижные чаши радиотелескопов диаметром 305 м (обсерватория Аресибо, США, работала до 2020) и 500 м (радиотелескоп FAST, Китай), составной радиотелескоп диаметром 600 м из отдельных элементов (Специальная астрофизическая обсерватория, Россия). Радио- и лазерные локаторы и радиоинтерферометры со сверхдлинной базой (порядка радиуса Земли) определяют расстояния до Луны и многих других тел Солнечной системы с точностью до метра, а в некоторых случаях – до миллиметра, что позволило измерить дрейф тектонических плит Земли. В 2011–2019 гг. в космосе работал российский радиотелескоп, увеличивший «сверхдлинную» базу интерферометра в 30 раз (проект «РадиоАстрон»). Изменилась и наземная оптическая астрономия. В обоих полушариях Земли появились телескопы с зеркалами диаметром 8, 10, 12 и 15 м. Строятся сегментированные 25- и даже 40-метровые телескопы.
Радиотелескоп FAST – самый крупный в мире радиотелескоп со сплошной антенной, провинция Гуйчжоу (Китай).В 1970-х гг. в астрономии наряду с фотографическими пластинками в качестве приёмников излучения стали применяться ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). Уступая пока фотографии по размеру поля зрения, они многократно превосходят её по чувствительности. Предельно слабые объекты регистрируются современными электронными приёмниками с экспозицией на порядок меньшей, чем требуется фотопластинке, либо позволяют использовать телескопы меньшего размера.
В 1968 г. построенный Р. Дейвисом нейтринный телескоп дал первые результаты. К 2023 г. в 6 странах, включая Россию (Баксанская нейтринная обсерватория, Байкальский нейтринный телескоп), а также на Южном полюсе в Антарктиде действуют нейтринные телескопы, различающиеся принципом регистрации нейтрино. Некоторые из них позволяют определить направление пролёта нейтрино и построить нейтринное изображение неба.
Наземно-космический радиоинтерферометр со сверхдлинной базой (принципиальная схема). Наземные и космические антенны ведут одновременные наблюдения радиоисточника с последующей совместной обработкой записанных данных. Это позволяет достичь такого углового разрешения, которое было бы у телескопа с диаметром антенны, равным максимальному расстоянию между реальными антеннами интерферометра.С 2015 г. с помощью лазерных гравитационно-волновых антенн размером 3–4 км ведётся регистрация гравитационных волн от астрофизических источников – сливающихся двойных чёрных дыр и нейтронных звёзд в далёких галактиках. На начало 2023 г. с помощью антенн LIGO, Virgo и KAGRA зарегистрировано около 100 гравитационно-волновых всплесков в диапазоне частот 10–300 Гц.
С быстрым развитием информатики и вычислительной техники стало возможным решение задач, ранее не ставившихся из-за необходимости необозримого количества вычислений. Аппараты дальнего космоса, марсоходы и т. п. могут работать только при наличии элементов искусственного интеллекта: сигнал до Марса и обратно идёт более 6 мин, а до Юпитера и обратно – более часа. Современные наземные и космические телескопы и устройства, обрабатывающие изображения, представляют собой своеобразные роботы. Стало возможным осуществлять программы наблюдений миллионов однотипных объектов с автоматическим переключением от одного объекта к другому.
Схематическое изображение Солнечной системы в представлении художника. Изображены Солнце, 8 планет, карликовая планета Плутон, комета и Главный пояс астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Масштаб относительных размеров тел и расстояний между ними не соблюдён.Солнечная система. Космическими аппаратами исследованы все планеты, многие их спутники, несколько комет и астероидов. Неоднократно запускались солнечные обсерватории, в том числе по орбите, перпендикулярной к плоскости эклиптики, для изучения полярных областей Солнца. Это позволило уточнить орбиты всех тел Солнечной системы. Построенные с учётом релятивистских эффектов теории движения планет представляют их положение на десятки лет с погрешностью в доли километра для планет земной группы. На космогонических временах порядка 5–10 млрд лет орбиты планет-гигантов и Плутона не претерпевают существенных изменений. Для планет земной группы это верно в течение по крайней мере 2 млрд лет. Вследствие приливной диссипации энергии Земля замедляет своё вращение, Луна удаляется от Земли, месяц стремится совпасть с сутками, как сейчас для пары Плутон – Харон. Этот процесс требует десятков миллиардов лет, но возмущения от притяжения Солнца, возможно, ещё раньше столкнут Луну со спутниковой орбиты. По той же причине Фобос, орбита которого ниже стационарной, приближается к Марсу и упадёт на него через 30 млн лет. Отслеживание орбит геодезическими и навигационными искусственными спутниками Земли позволило определить свыше миллиона коэффициентов Стокса, описывающих гравитационное поле Земли, установить переменность некоторых из них (сезонные вариации и вековое уменьшение, вызванное послеледниковым поднятием). С несколько меньшей точностью измерены гравитационные поля Луны и других тел.
Карликовая планета Плутон и её спутник Харон. Изображение создано на основе снимков, полученных в видимом и инфракрасном диапазонах спектра. 2015. Фото: космический аппарат New Horizons.В 1978 г. американские астрономы Дж. Кристи и Р. Харрингтон открыли спутник Плутона Харон. Массы Плутона и Харона оказались меньше ожидаемых: соответственно 1/6 и 1/45 от массы Луны. Открытие нескольких сравнимых с Плутоном по массе объектов во внешней части Солнечной системы побудили Международный астрономический союз в 2006 г. ввести понятие карликовой планеты. На 2023 г. такой статус имеют 5 небесных тел, включая Плутон; всего их может быть несколько сотен.
Найдены следы атмосферы Плутона, вымерзающей с удалением его от Солнца. Построены подробные карты около 20 небесных тел, исследованы физические условия на их поверхности, химический состав пород и атмосферы. Обнаружены радиационные пояса у всех планет, обладающих магнитным полем, подробно изучены их магнитосферы, сложная динамика которых определяется взаимодействием солнечного ветра с потоком заряженных частиц.
У всех планет-гигантов открыты кольца, предсказанные в 1960-х гг. С. К. Всехсвятским, и обнаружено свыше 150 спутников, часть которых, связанная с кольцами, была предсказана А. М. Фридманом и Н. Н. Горькавым в 1985 г. Выяснилось, что у каждой планеты-гиганта система спутников, количество которых растёт с уменьшением их размеров, генетически связана с кольцами, представляющими собой систему спутников минимальных размеров, вплоть до пылинок.
Астероид Ида и его спутник Дактиль. Фото: космический аппарат «Галилео».К 2023 г. число открытых астероидов превысило 1,2 млн. Сфотографированный космическим аппаратом «Галилео» в 1993 г. астероид Ида оказался двойным (к 2023 двойных астероидов известно уже более 450). Обнаружены группы астероидов, сближающихся с Землёй и другими планетами, что показало реальность астероидной опасности. В 1977 г. за Сатурном обнаружен астероид Хирон, более напоминающий ядро потухшей кометы. Подобных «кентавров» (тел с признаками астероидов и комет) к 2023 г. известно уже более 400. В 1992 г. за Нептуном открыт новый пояс небесных тел (пояс Эджворта – Койпера). Известно более 1000 объектов пояса – тёмных тел размером в сотни километров. Множество более мелких тел пока необнаружимы. Плутон представляется одним из массивных тел этого пояса.
Ядро кометы Галлея с неравномерными выбросами газа и пыли, образующими атмосферу. 1986. Фото: космический аппарат «Джотто».В 1986 г. космические аппараты «Вега-1», «Вега-2» (СССР) и «Джотто» (Европейское космическое агентство) пролетели сквозь кóму кометы Галлея на близком расстоянии от ядра, получив его изображение, определив плотность, химический состав истекающих газов и пыли. Подтверждена модель ядра как конгломерата замёрзшей воды и газов, покрытых силикатной коркой, с приближением к Солнцу прорываемой испаряющимися газами и паром. В 1994 г. наблюдалось редкое явление падения кометы Шумейкеров – Леви 9 на Юпитер. Приливное воздействие планеты разорвало её на цепочку из 21 фрагмента; падение каждого оставляло на поверхности планеты пятно размером больше Земли. Космический аппарат SOHO за 8 лет обнаружил более 500 комет, испарившихся при подлёте к Солнцу. В 2014 г. космический аппарат «Розетта» стал искусственным спутником кометы Чурюмова – Герасименко; спускаемый аппарат «Филы» впервые совершил мягкую посадку на поверхность ядра кометы.
Внесолнечные планеты. После ста лет поисков первая планетная система обнаружена в 1992 г. А. Вольщаном (радиотелескоп Аресибо, США) у пульсара PSR B1257+12. В 1995 г. М. Майор и Д. Кело (Швейцария) открыли первую экзопланету у звезды солнечного типа 51 Пегаса. На начало 2023 г. известно уже около 4000 планетных систем и свыше 5250 экзопланет. Почти все они открыты по колебаниям лучевых скоростей родительской звезды или по фотометрическим измерениям прохождений планеты по диску звезды. Вначале открывались планеты, сравнимые по массе с Юпитером и расположенные недалеко от своей звезды. Совершенствование инструментов и запуск специализированных космических аппаратов привели к открытию планет, сравнимых с Землёй по массе и двигающихся в т. н. зоне жизни, где возможно существование жидкой воды.
Изображение солнечной вспышки (справа снизу) в ультрафиолетовом диапазоне спектра на длинах волн 13,1 и 17,1 нм. 27 октября 2014. Фото: космическая обсерватория Solar Dynamics Observatory.Солнце. Детально изучен химический состав верхних слоёв Солнца, исследована природа солнечных вспышек и других нестационарных процессов, связанных со сложными, меняющимися магнитными полями. Космические обсерватории выявили тонкую структуру протекающих в поверхностных слоях Солнца процессов, связь глобального и локальных магнитных полей и их роль в солнечной активности.
Потоки солнечных нейтрино, зарегистрированные нейтринными телескопами, подтвердили протекание термоядерных реакций в солнечном ядре. Расхождение между теоретически предсказанным и наблюдаемым потоком привело к фундаментальному открытию нейтринных осцилляций и наличия у нейтрино ненулевой массы покоя. Теперь теория согласуется с наблюдениями.
Звёзды. В 1967 г. открыты нейтронные звёзды, предсказанные в 1930-е гг. Л. Д. Ландау, с массами порядка массы Солнца и размерами порядка размера Фобоса. Они были обнаружены Дж. Белл и Э. Хьюишем как пульсары по периодическому радиоизлучению, позднее зарегистрированному и в других диапазонах длин волн.
Luhman 16 (WISE J104915.57–531906) – двойная система, состоящая из двух коричневых карликов спектральных классов L и T. Находится на расстоянии 6,5 светового года (2 пк) от Солнца, её компоненты являются самыми близкими из известных коричневых карликов. Крупное фото (в центре) получено инфракрасным космическим телескопом WISE (NASA). Более мелкое фото (на котором различимы отдельные компоненты) получено одним из телескопов обсерватории Джемини, расположенным в Чили.В 1990-х гг. открыты коричневые карлики – с массами менее 1/12 массы Солнца (в их недрах слишком низкая температура для ядерного горения водорода, но идут термоядерные реакции с участием дейтерия и лития). К 2023 г. обнаружено около 1000 кандидатов в чёрные дыры звёздных масс.
Разработанные ещё в 1960-х гг. сценарии эволюции одиночных звёзд превратились в стройную теорию, подтверждённую миллионами наблюдений. В общих чертах стал понятен механизм звездообразования. В результате гравитационной неустойчивости газово-пылевое облако начинает сжиматься, фрагментироваться на плотные глобулы, превращающиеся в протозвёзды. В нашей Галактике и в ближайших галактиках обнаружено два десятка областей звездообразования с инфракрасными глобулами и протозвёздами.
Галактика. Достоверно установлено, что наша Галактика – спиральная, Солнце находится в пространстве между спиральными рукавами на расстоянии около 8 кпк от её центра, обращаясь вокруг него по близкой к круговой орбите с периодом 230 млн лет.
Схема спиральных рукавов нашей Галактики в представлении художника (на основе данных, полученных инфракрасным космическим телескопом «Спитцер»). Перевод: БРЭ.В центральной области Галактики выделяется близкое к сферическому ядро, концентрация звёзд в котором на порядки превышает концентрацию звёзд в окрестностях Солнца. В начале 21 в. в самом центре ядра Галактики обнаружен компактный объект с массой около 4 млн масс Солнца; по всей вероятности это сверхмассивная чёрная дыра.
Межзвёздное пространство диска Галактики заполнено газово-пылевым веществом, частично сконденсированным в облака ионизованного, атомарного и молекулярного водорода. В качестве примесей присутствуют почти все химические элементы. Под действием излучений происходят синтез и распад молекул и образование пылинок. Зарегистрировано уже более 130 молекул, в том числе органических, содержащих до 13 атомов. Детектируются переходы между уровнями атома водорода с номерами более сотни, размеры таких атомов макроскопичны – доли миллиметра.
Галактики и квазары. Ближайшие галактики изучены почти так же детально, как и наша Галактика, а в описании общего плана строения – даже лучше. В инфракрасном диапазоне обнаружено несколько карликовых галактик – спутников Галактики, скрытых мощной пылевой полосой, лежащей вблизи плоскости галактического экватора.
Спиральная галактика Водоворот (M51, NGC 5194), расположенная в созвездии Гончие Псы на расстоянии около 23 млн световых лет от Земли. На конце одного из её рукавов находится карликовая галактика-компаньон NGC 5195. Фото: космический телескоп «Хаббл».В начале 1960-х гг. были открыты квазары – точечные источники, находящиеся, судя по их красным смещениям, на космологических расстояниях и имеющие спектры, подобные спектрам далёких галактик. На 2023 г. открыто более 10 тыс. квазаров, многие из них окружены туманными оболочками. Установлена их природа: это ядра далёких галактик – сверхмассивные чёрные дыры, питаемые окружающим газом, – видимые нами так, как они выглядели в эпоху их молодости (много миллиардов лет назад).
В 1967 г. с борта искусственного спутника Земли Vela-4a (США) были зарегистрированы всплески гамма-излучения (гамма-всплески), в 1973 г. установлена их космическая природа. С 1997 г. часть гамма-всплесков удалось отождествить с известными объектами неба благодаря немедленной передаче сведений со спутников земным обсерваториям. По крайней мере часть всплесков представляет собой излучение от наиболее мощных взрывов, приходящее с космологических расстояний.
Эволюция Вселенной. Теория Вселенной, расширяющейся в результате Большого взрыва (теория Большого взрыва), долгое время имела мало наблюдательных подтверждений: красное смещение галактик, распределение изотопов водорода, лития и гелия в зависимости от расстояния до галактик. В 1965 г. А. Пензиас и Р. В. Вильсон обнаружили микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение), приходящее изотропно со всего неба. В 1992 г. были измерены его флуктуации (анизотропия реликтового излучения). В 1998 г. обнаружено ускорение темпа расширения Вселенной, которое может объясняться, в частности, наличием гравитационного отталкивания физического вакуума, описываемого космологической постоянной (впервые введённой в общую теорию относительности ещё А. Эйнштейном в 1917).
Карты анизотропии реликтового излучения, полученные космическими обсерваториями COBE (1992) и WMAP (2003). Данные представлены в проекции Мольвейде небесной сферы. Красным и синим цветами отмечены соответственно области наиболее высокой и наиболее низкой температуры излучения.Были проведены квантовомеханические расчёты поведения вещества вблизи сингулярности. Полная теория ещё далека от завершения, но приемлемый сценарий уже разработан. В результате квантовой флуктуации вакуум совершил фазовый переход и перешёл в наблюдаемое состояние, сохранив общую нулевую энергию. В нагретой до 1013 К сверхплотной материи происходили реакции рождения и аннигиляции пар элементарных частиц. В результате расширения Вселенной материя остывала, постепенно прекращались реакции рождения протон-антипротонных и электрон-позитронных пар, излучение отделилось от вещества. Асимметрии слабых взаимодействий оказалось достаточно для того, чтобы антивещество исчезло и осталось только вещество и излучение. С дальнейшим расширением и охлаждением возникли атомы изотопов водорода, лития и гелия, галактики и звёзды.
Сменится ли расширение Вселенной сжатием или будет продолжаться вечно? Ответ зависит от нерешённой проблемы физической причины наблюдаемого ускоренного расширения Вселенной и скрытой массы. Обнаруживающая себя гравитацией масса на порядок превосходит общую массу материи, излучающей в каком-либо диапазоне. Часть скрытой массы – обычная материя, а часть может быть материей в неизвестном физике состоянии.
Развитие гравитационно-волновой астрономии и многоканальная астрономия
Гравитационные волны – это малые возмущения структуры (метрики) пространства-времени, распространяющиеся со скоростью света в вакууме. Их существование предсказывается общей теорией относительности (ОТО) А. Эйнштейна (1916). Согласно ОТО, источниками гравитационных волн должны быть сферически несимметричные движения материи, например орбитальное движение звёзд в двойных системах. В конце 1950-х гг. стало окончательно ясно, что гравитационные волны переносят энергию и импульс и могут быть зарегистрированы в физических экспериментах. Отсюда также следует, что гравитационные волны должны уносить энергию и момент импульса излучающей их двойной звёздной системы. Эти выводы получили косвенное подтверждение при высокоточных радионаблюдениях векового уменьшения орбитального периода двойного пульсара PSR 1913+16, открытого в 1974 г. (Дж. Тейлор, Дж. Вайсберг, 1982). Однако вопрос о наземной регистрации ничтожно малых приливных возмущений, вызванных гравитационными волнами, оставался открытым.
Общий вид гравитационно-волновой антенны Virgo. Европейская гравитационная обсерватория (провинция Пиза, Италия).Наиболее перспективный метод регистрации гравитационных волн был предложен М. Е. Герценштейном и В. И. Пустовойтом в начале 1960-х гг. Идея состоит в измерении чрезвычайно малых смещений свободных масс с помощью когерентного лазерного излучения в интерферометрах типа интерферометра Майкельсона. Роль свободных масс играют зеркала в торцах плеч такого интерферометра. Разработка этой идеи в 1970-х гг. (К. Торн и Р. Вайсс, Р. Древер, В. Б. Брагинский и др.) привела к началу строительства в конце 1980-х гг. двух 4-километровых лазерных интерферометров LIGO (США), которые начали работу в 1-м десятилетии 2000-х гг. Первый сигнал от астрофизического источника (GW150914) был зарегистрирован интерферометрами LIGO 14 сентября 2015 г. Он был вызван слиянием двух далёких массивных (29 и 36 масс Солнца) чёрных дыр в тесной двойной системе, орбита которой уменьшалась из-за излучения гравитационных волн. За 3 сеанса наблюдений интерферометры LIGO (с 2015) и Virgo (c 2017) обнаружили около 100 источников – преимущественно сливающихся двойных чёрных дыр с массами от нескольких до 100 масс Солнца.
Гравитационно-волновой сигнал GW150914 и его источник. Верхняя панель: форма гравитационно-волнового сигнала и соответствующие стадии слияния чёрных дыр. Красная линия – теоретическая кривая, полученная путём численного моделирования процесса слияния двух чёрных дыр с массами 36 и 29 масс Солнца; серая линия – обработанные наблюдательные данные. Нижняя панель: изменение со временем расстояния между чёрными дырами и их относительной скорости. График из статьи: Abbott B. P. [et al.]. Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger // Physical Review Letters. 2016. Vol. 116, № 6. Перевод и адаптация: БРЭ.Выдающимся событием стало обнаружение 17 августа 2017 г. первого гравитационно-волнового сигнала (GW170817) от слияния компонентов двойной нейтронной звезды. В отличие от чёрных дыр слияние нейтронных звёзд сопровождается выбросом некоторого количества барионного вещества, обогащённого тяжёлыми радиоактивными химическими элементами, с околосветовыми скоростями. Взаимодействие узкого выброса с окружающей средой приводит к гамма-всплеску – короткому импульсу гамма-излучения с последующим длительным и уменьшающимся послесвечением в различных диапазонах длин волн, от радио- до рентгеновского. Распад радиоактивных изотопов нагревает выброшенное вещество, излучение которого наблюдается в оптическом и инфракрасном диапазонах (килоновая). К 2023 г. гравитационные волны зарегистрированы от нескольких сливающихся двойных нейтронных звёзд.
Фотографии килоновой в галактике NGC 4993 (выше и левее центра галактики), вспыхнувшей в результате слияния двух нейтронных звёзд и наблюдавшейся в августе и сентябре 2017. На последовательности снимков справа видно появление килоновой и её последующие покраснение и потускнение через несколько недель. Снимки сделаны обзорным телескопом VISTA (Европейская южная обсерватория).Одновременная регистрация гравитационно-волнового сигнала GW170817 от слияния нейтронных звёзд и сопутствующего электромагнитного излучения (короткого гамма-всплеска GRB 170817A космическими гамма-телескопами «Ферми» и «Интеграл», оптического и ИК-излучения килоновой наземными телескопами, а также длительного радио- и рентгеновского послесвечения) положили начало новой эре в астрономических исследованиях и привели к возникновению нового раздела астрономии – многоканальной астрономии, в рамках которой информация о космических источниках получается из многоволновых электромагнитных и гравитационно-волновых наблюдений. Из многоканальных наблюдений GW170817 получены самые точные ограничения на скорость распространения гравитационных волн, сделаны выводы о производстве тяжёлых химических элементов во Вселенной (r-элементы – Au, Pt, U и др.) преимущественно при слияниях двойных нейтронных звёзд, получены независимые ограничения на значение параметра Хаббла и др. Современная многоканальная астрономия включает также наблюдения космических нейтрино сверхвысоких энергий и космических лучей, которые могут рождаться при ядерных взаимодействиях и ускоряться до сверхвысоких энергий в экстремально энергичных процессах в окрестностях сверхмассивных чёрных дыр в ядрах галактик.
Значение астрономии для науки, искусства, практики
Фундаментальна роль астрономии в физике и химии: открытия закона всемирного тяготения, конечности скорости света, её инвариантности относительно систем отсчёта, эффекта Доплера, новых химических элементов (гелий был открыт на Солнце, короткоживущий радиоактивный технеций воссоздаётся в естественных условиях только на некоторых звёздах), атомов и ионов в необычных состояниях (атомы макроскопических размеров, 16-кратно ионизованное железо и др.), общей теории относительности, гравитационного линзирования, осцилляций нейтрино. Астрономия предоставляет физике и химии космическую лабораторию с недостижимыми в земных условиях параметрами: сильнейшие гравитационные и магнитные поля, макрообъекты с ядерной плотностью, высочайший вакуум, обладающие макроэнергией атомные ядра в космических лучах и др. Огромен вклад астрономии как поставщика труднейших задач в развитие математики.
Винсент Ван Гог. Звёздная ночь над Роной. 1888. Музей Орсе, Париж.Элементы астрономии входят в физическую географию (тропики Рака и Козерога, полярные круги, линия перемены даты и др.). По астрономическим явлениям (затмения, вспышки новых и сверхновых звёзд, кометы) произведены датировки многих исторических событий и согласование календарных систем разных народов.
Астрономические сюжеты (солнечные и лунные затмения, кометы, звездопады, полярные сияния, не говоря о восходах, закатах, лунном свете, звёздном небе и пр.) пронизывают все виды искусства. Мифология отражается в названиях созвездий и планет. Целый пласт научной фантастики обязан астрономии своим существованием. Астрономические термины вошли в общеупотребительную лексику в прямом и переносном значениях: зенит, горизонт, кульминация, апогей, аспект, противостояние, звезда первой величины, созвездие, плеяда, чёрная дыра и др. Множество исторических личностей увековечены в названиях тысяч малых планет, кратеров и других образований на телах Солнечной системы.
Кратер Архимед на поверхности Луны, запечатлённый с высоты 105 км. 1971. Фото: космическая миссия «Аполлон-15».Практическое значение астрономии огромно. Астрономическими методами человек ориентируется на местности, определяет положение в открытом море или пустыне, время года и суток, фазы Луны, предвычисляет колебания высоты приливов. В конце 20 в. созданы атомные часы, на порядки превосходящие по точности хода естественные часы – вращающуюся Землю. Однако жизнь человека связана с солнечными ритмами, поэтому астрономическая служба времени сохранила своё значение, внося поправки в атомное время для его согласования с солнечным. Космонавтика представляет собой приложение открытых в астрономии законов для практики. Траектории искусственных спутников Земли (ИСЗ) и космических зондов рассчитываются по законам небесной механики (этому посвящён её раздел – астродинамика). Ориентация транспортных средств теперь чаще производится по навигационным ИСЗ, слежение за которыми осуществляется астрономическими методами. Таким образом, прикладная космонавтика (спутники связи, телевидения, навигации, исследователи солнечной активности) – это в то же время и прикладная астрономия. С исторически неизбежным расширением деятельности людей вне Земли прикладное значение астрономии будет увеличиваться.
Астрономические учреждения, общества и журналы
Наблюдения естественных и искусственных небесных тел и астрономических явлений ведутся главным образом в астрономических обсерваториях. Характерный облик обсерваториям придают здания для астрономических инструментов – башни цилиндрической или многогранной формы с полусферическими куполами или павильоны с отодвигающейся крышей. Радиотелескопы устанавливают под открытым небом. С 20 в. для обсерваторий выбирают места с наилучшим астрономическим климатом за пределами городов, в основном высоко в горах. Обработка результатов наблюдений, теоретические исследования в области астрономии, а также разработка наблюдательной и измерительной техники проводятся в астрономических обсерваториях, специализированных институтах и астрономических отделениях университетов.
Башни трёх телескопов VLT Европейской южной обсерватории, гора Серро-Параналь (пустыня Атакама, Чили).В России крупнейшими астрономическими учреждениями являются Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Главная астрономическая обсерватория РАН (Пулковская обсерватория), Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга, Институт астрономии РАН, Институт прикладной астрономии РАН, Астрокосмический центр ФИАН, Астрономический институт имени В. В. Соболева Санкт-Петербургского университета и др. Подготовка студентов астрономических специальностей и астрономические исследования ведутся в Московском, Санкт-Петербургском, Казанском, Уральском и других университетах.
Среди зарубежных астрономических учреждений наибольшее значение имеют: Европейская южная обсерватория, членами которой по состоянию на 2023 г. являются 16 государств (расположена в Чили); Европейская северная обсерватория (расположена на Канарских островах); астрономическая обсерватория Мауна-Кеа (США) Паломарская обсерватория (США); Австралийское национальное объединение телескопов (ATNF); От-Провансская астрономическая обсерватория (Франция); Институт астрономии, Институт астрофизики и Институт радиоастрономии Общества имени Макса Планка (Германия); радиоастрономическая обсерватория Аресибо (США).
Астрономические подразделения созданы в космических агентствах, поскольку всё больший объём наблюдений и экспериментов проводится с использованием орбитальных телескопов и межпланетных зондов.
Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга МГУ – одно из крупнейших астрономических учреждений в России, основные направления исследований которого охватывают почти все сферы современной астрономии и гравиметрии.Необходимость координации астрономических исследований привела к возникновению национальных и международных астрономических обществ. Первое международное общество образовано в 1863 г. в Германии для составления большого каталога звёзд северного полушария неба с участием более десятка обсерваторий разных стран. Международную роль играют и крупные современные региональные астрономические общества: Американское, Европейское, Лондонское королевское и др. В России существовало несколько небольших научных и любительских обществ. В 1932 г. на их базе образовано Всесоюзное астрономо-геодезическое общество (ВАГО; ныне его преемником явлется Астрономо-геодезическое объединение). В 1990 г. учреждено профессиональное Астрономическое общество СССР, позднее переоформленное как Международная общественная организация «Астрономическое общество» (АстрО; международное название – Euroasian Astronomical Society), открытое для граждан СНГ и других стран. В 1919 г. учреждён Международный астрономический союз (МАС). Каждые 3 года МАС проводит большие съезды для обсуждения планов дальнейшего развития астрономии.
Результаты наблюдений и теоретических исследований публикуются в специализированных журналах, издаваемых астрономическими учреждениями и обществами. Первый астрономический журнал – «Astronomische Nachrichten» – основан в Германии в 1821 г. На начало 21 в. около 20 астрономических журналов имеют международный или региональный (например, европейский) статус. Всероссийским статусом обладают журналы: «Астрономический журнал», «Письма в астрономический журнал», «Астрономический вестник», «Космические исследования».