ДВИЖЕНИЕ ЗВЁЗД И СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

ДВИЖЕНИЕ ЗВЁЗД И СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Ещё итальянский философ Дж. Бруно (1548—1600), отождествляя физическую
природу Солнца и звёзд, утверждал, что все они движутся в беспредельном
пространстве. Вследствие этого движения видимые положения звезд на небе постепенно изменяются. Однако из-за колоссального удаления звезд эти изменения
настолько малы, что даже у наиболее близких звезд могут быть обнаружены
невооруженным глазом лишь через тысячи и десятки тысяч лет. Но, как известно,
такими возможностями ни один человек не обладает. Поэтому единственный
способ обнаружения смещения звезд на небе — это сравнение их видимых
положений, разделенных большими интервалами времени.
Впервые такое сравнение положений ярких звезд провел в 1718 г. английский
астроном Э. Галлей по двум звездным каталогам (спискам звёзд). Первый каталог
был составлен еще во второй половине II в. до н. э. выдающимся древнегреческим
астрономом Гиппархом Родосским (этот каталог содержится в знаменитом
«Большом сочинении» александрийского астронома К- Птолемея, созданном им
около 140 г. н. э. и более известном в латинском переводе под названием «Альмагест») . Второй каталог был составлен в 1676—1710 гг. директором Гринвичской
обсерватории Дж. Флемстидом (1646—1719).
Галлей установил, что почти за 2000 лет, разделяющих оба каталога, звезды Сириус
(а Большого Пса) и Процион (а Малого Пса) сместились примерно на 0,7°, а Арктур
(а Волопаса) более чем на 1°. Такие большие смещения, превышающие видимый
диаметр Луны (0,5°), не оставляли сомнения в пространственном движении звезд.
В настоящее время собственные движения звезд изучаются по фотографиям звездного неба, полученным с интервалом времени в несколько десятков лет, начало и
конец которого именуются эпохами наблюдений. Полученные негативы
совмещают, т.е. накладывают друг на друга, и тогда на них сразу выявляются
сместившиеся звезды. Эти смещения измеряют с точностью до 1 мкм и по масштабу
негатива переводят в угловые секунды.
Хотя наблюдения проводят с Земли, но в конечном итоге всегда вычисляют
пространственную скорость звёзд относительно Солнца.
Пусть в некоторый день года t1 (первая эпоха наблюдений) звезда N 1 видна
на небе в точке n 1. Она находится от Солнца на расстоянии r и движется относительно него в пространстве со скоростью V (см. рисунок). Проекция
пространственной скорости V на луч зрения r представляет собой лучевую
скорость V r звезды, а перпендикулярная к ней проекция Vt называется
тангенциальной скоростью. Через несколько десятков лет, ко второй эпохе
наблюдений t 2 , звезда переместится в пространстве в точку N 2 и будет видна
на небе в точке n 2 , т. е. за разность эпох (t 2 —t 1 ) звезда сместится по небу на
дугу n 1 n 2 , видимую с Земли под малым углом σ, который измеряется на
совмещённых негативах. Из-за колоссального удаления звёзд точно такое же
смещение σ будет и относительно Солнца.
Видимое смещение звезды на небе за 1 год


t 2  t1
(1)
называется собственным движением звезды и выражается в угловых секундах
в год ("/год). (В программах-планетариях, астрономических календарях и
справочниках указываются только угловые секунды дуги, а единица
знаменателя подразумевается, о чём нужно твёрдо помнить.)
За разность эпох наблюдений (t 2 —t 1 ) звезда в направлении тангенциальной
скорости пройдёт в пространстве путь
s = V t (t 2 —t 1 ) = r tgσ. (2)
Из-за малости угла σ, выражаемого в угловых секундах,
tg   sin  

206265' '
тогда с учётом формулы (1)
Vt 

206265' ' (t 2  t1 )


206265' '
Но расстояния r до звёзд выражают в парсеках (пк), a µ— в угловых секундах в год
("/год). Нам необходимо знать V t , в километрах в секунду (км/с). Помня, что 1 пк =
= 206265 а. е. =206 265  1,496  108 км, а 1 год содержит 3,156  107с, найдём
Vt = 206265  1,496  107 км  r 

206265  3,156  10 7 с
или
Vt = 4.74 µ  r км/с (3)
причём в этой формуле r выражено в парсеках.
Но расстояния r до звёзд вычисляются по их измеренным годичным параллаксам π
(Годичный параллакс - угол, под которым виден средний радиус Земной орбиты из
центра масс звезды, если направление на звезду перпендикулярно радиусу земной
орбиты), по простой формуле r 
1

Поэтому тангенциальная скорость звезды в километрах в секунду равна
Vt  4.74

(4)

где µ и π — выражены в секундах дуги.
Лучевая скорость звёзд определяется по смещению линий в их спектрах. Найденная
по спектрограммам лучевая скорость звёзд является скоростью относительно Земли
и включает в себя её орбитальную скорость, направление которой из-за движения
вокруг Солнца непрерывно меняется (за полгода — на 180°). Из-за этого на
протяжении года лучевая скорость звёзд испытывает периодические изменения в
определённых пределах (это тоже служит одним из доказательств обращения Земли
вокруг Солнца). Поэтому в найденные по спектрограммам лучевые скорости вносят
поправки, учитывающие значение и направление скорости Земли в дни
фотографирования спектров, и по ним вычисляют лучевую скорость звезды V r
относительно Солнца. Тогда пространственная скорость звезды, называемая ещё
гелиоцентрической скоростью
V  Vr2  Vt 2 (5),
направление которой определяется углом θ относительно направления на Солнце,
так что
tg 
Vt
(6)
Vr
При удалении звезды от Солнца её лучевая скорость V r > 0, а при приближении
V r < 0. Новой эпохой в определении собственного движения звёзд стал полёт
спутника Hipparcos (HIgh Precision PARarallax COllecting Satellite), который за 37
месяцев работы провёл миллионы измерений звёзд. В результате работы
получилось два звёздных каталога. Каталог HIPPARCOS содержит измеренные с
ошибкой порядка одной тысячной угловой секунды координаты, собственные
движения и параллаксы для 118 218 звёзд. Такая точность для звёзд достигнута в
астрометрии впервые. Во второй каталог — TYCHO приводятся несколько менее
точные сведения для 1 058 332 звёзд. К настоящему времени собственные движения
определены более чем у 1 млн. звёзд, причём более 20 000 измерений выполнено
астрономами Пулковской и Ташкентской обсерваторий. Лучевые скорости
известны примерно у 40 000 звёзд.
Собственные движения подавляющего большинства звёзд исчисляются десятыми и
сотыми долями угловой секунды и лишь у очень близких звёзд превосходят 1".
Так, самое высокое значение собственного движения имеет «летящая» Звезда
Барнарда — 10.358″. Вторую и третью строчку в рейтинге самых быстро
перемещающихся звёзд на небесной сфере занимают Звезда Каптейна (8.670″/год) и
Лакайль 9352 (6.896″/год).
В виде примера найдём расстояние, параллакс, собственное движение, компоненты
скорости и блеск Сириуса в эпоху его наибольшего сближения с Солнцем.
Необходимые для этого сведения возьмём из «Атласа звёздного неба 2000.0»: в
нашу эпоху у Сириуса блеск -1,46m, годичный параллакс 0,379", собственное
движение 1,34" и лучевая скорость Vr = -8 км/с.
Прежде всего найдём тангенциальную скорость Сириуса
Vt  4.74
его пространственную скорость

1.34' '
 4.74
 16.75(км / с)

0.379' '
V  Vr2  Vt 2  (8) 2  16,752  18,6(км / с)
и его направление  r через
tg 
Vt 16.75

 2,0938
Vr
8
Откуда θ = -64,5º, что говорит о сближении Сириуса с Солнцем (положительный
знак угла означал бы удаление).
Тогда абсолютные значения cos θ = 0,431 и sin θ =sin 64,5°=0,902.
Теперь построим чертёж (см. рисунок),
показывающий направление пространственного
движения звезды (S), и на это направление
опустим из изображения Солнца перпендикуляр,
который укажет положение звезды (S1) и ее
расстояние (r1) от Солнца в эпоху наибольшего
сближения. К этой эпохе звезда пройдёт в
пространстве путь
SS1  r cos ,
и т. к. её нынешнее расстояние
r
1


1
 2.64пк, или 2,64  3,086  1013 км
0.379
то этот путь она пройдёт за
t
SS1 r cos  2.64  3.086  1013 км  0,431


 59800 лет
V
V
18,6км / с  3,156  10 7 с / год
Через этот длинный промежуток времени Сириус пройдёт мимо Солнца на
расстоянии
r1  r sin   2.64  0.902  2.38(пк)
его годичный параллакс будет
1 
1
1

 0,42' '
r1 2.38
лучевая скорость Vr, =0 (направление пространственной скорости V перпендикулярно лучу зрения r1), тангенциальная скорость Vt,=V =18.6 км/с и собственное
движение
1 
Vt1
18.6

 1.65' '
4.74r 4.74  2.38
Поскольку блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, то блеск Сириуса
возрастёт в
2
E1 r 2  2.64 


  1.23 раза
E r12  2.41 
и, согласно формуле Погсона будет равен
m1  m  2.5 lg
E1
 1.46  2.5 lg 1.23  1.46  2.5  0.09  1.68 m .
E
Такие задачи на сближение с Солнцем или на удаление от него можно решать для
всех звёзд с известными исходными данными, которые можно взять из звёздных
каталогов или из справочных пособий.
Исследуя движения близких звёзд относительно солнца, мы можем найти звёзды, которые могли
испытать в прошлом или, возможно, испытают в будущем сближение с Солнечной системой в
пределах внешнего облака Оорта, то есть с минимальным расстоянием rmin от Солнца менее
206265 астрономических единиц (1 парсека). Данные о таких звёздах представлены в таблице
ниже. В таблице приведены номер звезды по каталогу Глизе и Ярайса, название звезды, её
спектральный тип, масса, минимальное расстояние между Солнцем и звездой, момент времени
сближения по отношению к современной эпохе. Заметим, что из семи приведённых звёзд шесть
испытают сближение с Солнечной системой в будущем и лишь одна звезда - в прошлом (около
500000 лет тому назад). Интересно, что четыре сближения произойдут в течение ближайших
50000 лет. Эти сближения могут вызвать обильные кометные ливни из внешней части облака
Оорта в пределы планетной системы, что, в свою очередь, увеличивает вероятность столкновения
с кометным ядром. Таким образом, кометные ливни могут приводить к экологическим
катастрофам и массовым вымираниям организмов.
Звёзды, сближающиеся с Солнцем
Номер Название
82
Спектральный
Масса,
класс
rmin, а.е. tmin, годы
GJ 2005
M5.5
0.18 154000
33000
1844 Gliese 445
sdM4
0.27 197000
44000
1973 Gliese 474
K0 III
2317
Cen AB
G2V+K05
2891 Gliese 710
dM1
3706
-
3742 Gliese 905
4.0
54000
427000
1.8 186000
27000
0.42
69000
1360000
G2V
1.0 112000
-517000
dM6E
0.40 195000
36000
Изучив собственные движения звёзд
какого-либо созвездия, можно
представить себе его вид в далёком
прошлом и будущем. В частности,
изменение вида созвездия Большой
Медведицы показано на рисунке слева: а
– 100 тыс. лет назад, б – наши дни, в –
через 100 тыс. лет.
Изучение собственных движений звёзд
помогло обнаружить движение
Солнечной системы в пространстве.
Впервые эту задачу решил В. Гершель в
1783 г., использовав собственные
движения всего лишь 7 звёзд, а
несколько позже—13 звёзд. Он нашёл,
что Солнце вместе со всем множеством
тел, обращающихся вокруг него,
движется в направлении к звезде λ Геркулеса (4,5m). Точку неба, в направлении
которой происходит это движение, Гершель назвал солнечным апексом (от лат. apex
— вершина).
В дальнейшем астрономы неоднократно определяли положение солнечного апекса
по большому числу звёзд с известными собственными движениями. При этом они
основывались на том, что если бы Солнечная система покоилась в пространстве, то
собственные движения звёзд во всех областях неба имели бы самые различные
направления. В действительности же в области созвездий Лиры и Геркулеса
собственные движения большинства звёзд направлены так, что создается
впечатление, будто звезды разбегаются в разные стороны. В диаметрально
противоположной области неба, в созвездиях Большого Пса, Зайца и Голубя
собственные движения большинства звёзд направлены примерно друг к другу, т. е.
звёзды как бы сближаются между собой. Эти явления объяснимы лишь движением
Солнечной системы в пространстве в направлении к созвездиям Лиры и Геркулеса.
Действительно, каждый наблюдал, что во время движения окружающие предметы,
видимые в направлении движения, как бы расступаются перед нами, а находящиеся
позади — смыкаются.
В 20-х годах XX столетия началось массовое вычисление лучевых скоростей звёзд
относительно Солнца. Это дало возможность не только определить положение
солнечного апекса, но и узнать скорость движения Солнечной системы в
пространстве. Крупные исследования в этом направлении были проведены в 1923—
1936 гг. в астрономических обсерваториях нескольких стран, в том числе в 1923—
1925 гг. московскими астрономами под руководством В. Г. Фесенкова. Исследования показали, что у большинства звёзд, расположенных вблизи солнечного апекса,
лучевая скорость близка к -20 км/с, т. е. эти звёзды приближаются к Солнцу, а
звёзды, находящиеся в противоположной области неба, удаляются от Солнца со
скоростью около +20 км/с. Совершенно очевидно, что эта скорость свойственна
самой Солнечной системе.
В настоящее время установлено, что Солнечная система движется относительно
окружающих её звёзд со скоростью около 20 км/с (по другим данным 25 км/с) в
направлении к солнечному апексу, расположенному вблизи слабой звезды ν
Геркулеса (m=4,5) недалеко от границы этого созвездия с созвездием Лиры. При
этом Солнечная система ещё обращается вокруг центра Галактики с периодом 226
млн лет и со скоростью 260 км/с.Экваториальные координаты солнечного апекса:
прямое восхождение αА =270° (18ч00м) и склонение δА = = +30°.
Собственные движения помогают установить у некоторых звёзд наличие планет.
Смещение одиночных звёзд происходит, как иногда говорят, по «прямой линии» (на
самом деле — по дуге большого круга, незначительную часть которой часто
принимают за отрезок прямой). Но если вокруг звезды обращается сравнительно
массивный спутник, то он периодически отклоняет ее движение поочередно в обе
стороны от дуги большого круга и тогда видимое смещение звезды происходит по
слегка волнистой линии (рис. ).
В 1844 г. немецкий астроном Ф. Бессель (1784—1846) обнаружил такие отклонения
в смещениях Сириуса и Проциона и предсказал существование у них невидимых
массивных спутников. А почти через 18 лет, 31 января 1862 г., американский оптик
А. Кларк, испытывая изготовленный им линзовый объектив диаметром
46 см, обнаружил спутник Сириуса — звезду 8,4m, отстоящую от главной звезды на
7,6". В 1896 г. Дж. Шеберле открыл в 4,6" от Проциона его спутник — звезду 10,8m.
Оба спутника, как выяснилось впоследствии, оказались белыми карликами.
Невидимые спутники-планеты имеются и у Летящей звезды Барнарда, но они пока
не открыты. Всего сейчас известно более 300 звёзд, вокруг которых обращаются
планетоподобные спутники.
Литература:
 «Астрофизика» М.М.Дагаев, В.М. Чаругин, Москва, «Просвещение», 1988
 «Атлас звёздного неба 2000.0», Москва, Астрономо-геодезическое общество,
ЗАО «Астр-космоинформ», 1998г.