Здравствуйте, мои дорогие друзья, подписчики и фанаты!
Те, кому сейчас за 50, должны помнить эту книгу. А тем, кому сейчас меньше 50, я о ней скажу несколько слов. Эта книга при советской власти была настольной для всех любителей астрономии. Было много разных книг по астрономии, Вы могли получать знания об астрономии из разных источников, но эта книга была обязательной, попуском в компанию любителей астрономии, своего рода маркером свой-чужой. Это книга Иосифа Самуиловича Шкловского (вот его портрет и даты жизни) "Вселенная. Жизнь. Разум". Эта книга издавалась при советской власти, и в то время астрономы не имели никакого представления о распространённости планетных систем в Галактике. Они высказывали предположения. Дело в том, что с поверхности Земли никак не возможно обнаружить планеты у других звезд. В те времена, конечно, в космос уже выводились космические обсерватории, но для обнаружения внесолнечных или экстрасолярных планет, или экзопланет, совершенно необходимы довольно мощные и довольно легкие компьютеры, которых тогда не было.
Этот ролик будет посвящен космическому телескопу, вернее космической автоматизированной обсерватории Кеплер, о которой в Сети имеется просто изобилие информации. Так что я создал, вернее, создам этот ролик не с целью информировать Вас об этом телескопе. Это будет мой авторский ролик о Кеплере.
Итак, во времена Шкловского астрономы не имели никакого представления о распространённости планетных систем в Галактике и высказывали только предположения. Какие это были предположения, и на чем они были основаны?
Начну с того, что все звезды, даже самые близкие, представляются нам точками. Настолько они далеки. И настолько они малы для этих космических расстояний. Вы можете возразить, что Бетельгейзе уже разрешена в диск, но мы говорим в данном случае только о звездах главной последовательности. Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Если Вы не знаете, что это такое, до дождитесь моего ролика об этой диаграмме. А сейчас Вам придется самостоятельно найти информацию о ней.
Но несмотря на то, что звезды представляются нам точками, астрономам удается вытянуть о них удивительно много информации. Например, с помощью спектрографа астрономы могут узнать, вращается ли звезда, а если вращается, то как быстро.
На этом рисунке Вы видите звезду, которая не вращается. А на этом -- которая вращается. Этот кружок с точкой внутри показывает, что левый край идет к наблюдателю, а этот крестик -- что правый край идет от наблюдателя.
Если мы посмотрим на эту звезду через спектроскоп, мы увидим узкую спектральную линию. А если мы посмотрим на эту звезду, мы увидим размытую спектральную линию вследствие эффекта Допплера. Свет от идущего на нас левого края звезды будет смещен в синюю сторону спектра. А свет от идущего от нас правого края звезды -- в красную сторону. Легко понять, что для спектрального анализа подходят сколь угодно отдаленные поглощающие объекты.
Вот здесь я повторил рисунок из моей пока несуществующей лекции о диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Здесь расположены звезды спектральных классов от О до М.
Были проведены спектральные анализы на скорость вращения более чем у тысячи звезд, и оказалось, что многие звезды спектральных классов от О до А вращаются с дикими скоростями. Например, скорость вращения точки на экваторе Веги составляет 88% её орбитальной скорости, и один оборот она совершает за 17 часов. С другой стороны, не было найдено ни одной звезды спектрального класса от F до М, которые вращались бы ощутимо быстрее Солнца. А Солнце вращается очень медленно: один оборот за 24 дня. Потом вспомнили, что Юпитер взял себе 66% всего момента того облака, из которого образовалась Солнечная система, и объяснили сей факт тем, что все звезды спектральных классов от F до М имеют планетные системы.
Если мы будем брать телескопы со всё большим и большим зеркалом, то звезды превратятся в конце концов в ложные диски. То есть в объекты с диаметром в несколько астрономических единиц. Вы можете подумать, что тут виновата атмосфера, что именно она размывает изображение звезды, и вывод телескопа в космос поможет. Не поможет.
Вот тут справа Вы видите фотографию звезды альфа центавра А через телескоп имени Хаббла. Оранжевым колечком я нарисовал орбиту Земли на том же расстоянии.
Альфа Центавра -- это третья по близости к нам звезда. Первая -- это Солнце. Расстояние до него -- 8 световых минут. Вторая -- это проксима центавра. Расстояние до нее -- 4 с 1/4 светового года. Третья -- это альфа центавра. Расстояние до неё -- 4 и 1/3 светового года.
Созвездие Центавра или Кентавра из Московской области не видно. Однако его можно прекрасно наблюдать с Кабо-Верде.
Сама альфа центавра представляется одной яркой звездой только невооруженным глазом. Уже в подзорную трубу Турист-3 она распадается на две звезды альфа центавра А и альфа центавра Б. Эти два компонента этой звезды гравитационно связаны между собой и обращаются вокруг общего центра масс. Расстояние между ними меняется от сатурновского до плутонианского. Третья звезда, проксима оказалась тоже связанной с ними. Видимое угловое расстояние от проксимы до альфы составляет 2 градуса, то есть 4 диаметра луны.
На этом рисунке в одном масштабе показано положение солнца, альфа и проксимы в пространстве. Как видите, проксима отстоит от альфы очень далеко. И если на какой-нибудь планеты проксимы и на какой-нибудь планете альфы живут цивилизации, их никак нельзя называть соседями. Если цивилизация альфы захочет навестить цивилизацию проксимы, то ей придется снаряжать корабль поколений. Pm -- это петаметр. Авторы этого рисунка решили указать расстояние в столь необычных единицах. Один петаметр = 6 700 а. е. То есть расстояние между альфой и проксимой = 12 000 а. е. Это очень много.
А на этом рисунке все 4 звезды придвинуты друг к другу для сравнения.
Теперь поговорим о транзитах.
Транзит -- это прохождение какого-то астрономического тела между другим астрономическим телом и глазом наблюдателя.
На этой фотографии Вы можете увидеть транзит Венеры по Солнцу. Вы видите, что Венера очень маленькая по сравнению с Солнцем, поэтому затемнение очень незначительное. На самом деле Венера еще меньше.
Вы все видели Венеру в конфигурации элонгации. Восточной или западной, в зависимости от того, сова Вы или жаворонок. Элонгация -- это момент максимального удаления нижней планеты от Солнца. Вот на этом рисунке я нарисовал элонгацию. Вот это -- восточная элонгация. А это -- западная. Легко понять, что в момент элонгации угол солнце-планета-земля = 90 градусов. Здесь я начертил вокруг земли круг радиусом 1 а. е. На этом рисунке Вы видите, что примерно за месяц до восточной элонгации и примерно через месяц после западной элонгации Вы видите Венеру и Солнце примерно на одинаковом расстоянии. И можете сравнить их размеры.
На этом рисунке я поместил фотки венеры, сделанные одним инструментом с Земли за месяц до восточной элонгации и во время транзита. Если бы делали эти фотки с какой-нибудь более удаленной планеты, например, с Энцелада, разница в размерах Венеры была бы совсем незначительной.
В этом месте своей микролекции я бы хотел подчеркнуть, что затемнение звезды, вызванное прохождением по ней планеты или транзитом, хотя и незначительно, на этот процент не убывает с расстоянием до звезды. И современное фотометрическое оборудование вполне в состоянии улавливать такие затемнения. И при советской власти, когда была написана книга "Вселенная. Жизнь. Разум", тоже могло. Но постоянные колебания яркости звезд, вызванные атмосферой Земли, намного превосходят затемнения, вызванные транзитами планет. Поэтому надо выводить телескоп в космос.
Хорошо, предположим, что мы наблюдаем некую звезду в космический телескоп. И обнаружили затемнение. Сможем ли мы однозначно сказать, что затемнение вызвано транзитом планеты? Нет, не сможем. Потому что затемнение может быть вызвано здоровенным звездным пятном. Слева Вы видите транзит Венеры по Солнцу, а справа -- группу солнечных пятен. Если мы хотим увидеть планету с параметрами орбиты такими же как у Земли, мы должны смотреть на эту звезду непрерывно в течение 4 лет. Тогда мы увидим три строго одинаковых затемнения через строго одинаковые промежутки времени.
В те времена, когда Шкловский писал свою "Вселенную. Жизнь. Разум", человечество уже могло вывести в космос телескоп. Но у человечества тогда ещё не было легких компьютеров, способных запоминать кривые блеска звезд, записанных на протяжении нескольких лет.
Иосиф Самуилович умер в 1985 году, а в марте 2009 года, то есть через 24 года после его смерти в космос была запущена автоматическая космическая обсерватория имени Кеплера или в просторечии телескоп Кеплер.
Телескоп Кеплер был большой и тяжелой конструкцией длиной 4 метра 70 сантиметров и весом 1 тонну 39 килограммов.
Самая важная характеристика любого телескопа -- это диаметр зеркала. У Кеплера он был не выдающимся -- всего 90 сантиметров. Но это было в нем не главным. У Кеплера не было задачи максимально приблизить к себе далекие звезды или собрать как можно больше света от них.
Поэтому самой главной деталью Кеплера была матрица и бортовой компьютер. И матрица, и компьютер были собраны в единый блок, получивший название "фотометр Кеплера". Этот фотометр действительно получился выдающимися.
Матрица была собрана из 42 элементов с разрешением 2200 на 1024 пикселей каждый. Таким образом вся матрица состояла из 94 миллионов 617 тысяч 600 пикселей. Каждый пиксель был подключен к отдельному фотометру, который строил свою кривую освещенности и был способен запоминать эту кривую на протяжении месяца. Антенна для передачи научных данных на Землю была неуправляемой, поэтому сбор данных прерывается на день один раз в месяц, чтобы переориентировать весь космический аппарат и антенну на Землю. Перед передачей этих данных на Землю Кеплер вырезал те участки кривых освещенности пикселей, где эта освещенность вообще не менялась. За сутки связи Кеплер передавал на Землю 12 гигабайт информации. Уже на Земле компьютеры считали планету обнаруженной, если находили 3 одинаковые затемнения через равные промежутки времени.
Телескоп Кеплер стартовал с Земли в ночь с 6 на 7 марта 2009 года на ракете-носителе «Дельта-2». Потом он отстал от Земли в её движении вокруг Солнца и лег на свою собственную гелиоцентрическую орбиту позади Земли. Поскольку его орбита находилась несколько выше земной, он сразу же начал немного отставать от Земли. На этом рисунке я нарисовал орбиту Земли и орбиту Кеплера. Орбита Земли обозначена голубым цветом. Орбита Кеплера -- серым. Красными кружочками я обозначил места, где Земля бывает 22 марта, 22 июня, 22 сентября и 22 декабря. Голубым кружочком я обозначил место, где Земля бывает каждое 5 марта. Серыми кружочками -- где был Кеплер 5 марта 2010, 11, 12 и 13 года.
13 мая 2009 года Кеплер застабилизировал своё положение среди звёзд и приступил к сбору научных данных.
9 января 2010 года вышли из строя 4 матрицы. И Кеплер продолжил работу с 38 оставшимися.
16 июля 2012 года произошла поломка одного из четырёх маховиков системы стабилизации в пространстве. Но для стабилизации Кеплера достаточно трёх маховиков.
11 мая 2013 года произошла поломка второго маховика. И Кеплер прекратил выполнение своей основной научной программы. Таким образом Кеплер проработал в своем штатном режиме без двух дней 4 года.
В течение 4 лет он был нацелен на участок неба, показанный на этом рисунке. В течение 4 лет Кеплер постоянно смотрел на этот участок с перерывами 1 раз в месяц на 24 часа, когда он вместе с антенной поворачивался к Земле, чтобы сбросить научные данные.
В каше по-разному засвеченных пикселей ученые выделили 150 000 звезд. У 440 из них Кеплер обнаружил планетные системы.
Вероятность того, что орбита планеты случайно пересечет луч зрения, равна диаметру звезды, деленному на диаметр орбиты. Для планеты размером с Землю, находящейся на расстоянии 1 а. е. от солнцеподобной звезды, эта вероятность составляет 0,47%, или примерно 1 к 210. Делим 440 на 150 000, получаем 0,029%. Делаем вывод, что у 6 звезд из 100 имеются планетные системы.
Большое спасибо Вам за внимание. Ожидайте микролекцию о диаграмме Герушпрунга-Рассела. Пока-пока!
Эта же лекция на Ютубе: