Загадки космоса. Планеты и экзопланеты

В астрофизике метод измерения скоростей звезд, основанный на эффекте Доплера – Физо, называют методом доплеровской спектроскопии, методом радиальных скоростей, а также, что чаще встречается в отечественной литературе, методом лучевых скоростей. В общем случае движение звезды можно представить как сумму трех движений: радиального – вдоль радиуса небесной сферы, и двух угловых – в полярном и азимутальном направлении. Метод радиальных скоростей позволяет определить только радиальную составляющую движения. Мы еще поговорим о том, к каким проблемам это приводит.

Первая публикация об успешных измерениях радиальных скоростей звезд на основе спектрального анализа была сделана английским астрономом-любителем, не имеющим даже университетского образования в области естественных наук, Уильямом Хаггинсом. В 1868 году он отправил в Королевское общество статью, посвященную измерению радиальной скорости Сириуса⁴⁴. Никаких точных инструментов в то время не существовало, и сравнение спектров небесных тел с эталонными спектрами производилось визуально. В своем эксперименте, как выяснилось позже, Хаггинс получил неверное значение и даже неправильно определил знак радиальной скорости Сириуса. Но все же идея таких экспериментов показалась интересной астрофизикам. Началась эпоха звездной астрофизики. Визуальное определение точных смещений спектральных линий было невероятно сложным. Значения радиальных скоростей звезд, которые получали ученые того времени, имели большие погрешности: величины скорости, вычисленные для одной и той же звезды, отличались на десятки километров в секунду.

Уильям Хаггинс

Астрономы сражались даже за минимальное уточнение измерений. К 1900 году точность измерения радиальных скоростей составляла уже единицы километров в секунду (в основном за счет измерения скоростей туманностей – космических объектов, содержащих множество звезд, обладающих примерно одинаковыми радиальными скоростями).

В течение первых 70 лет XX века астрономы совершенствовали классические методы измерения спектров. И в 1967 году наконец произошло кое-что интересное: Роджер Гриффин из Кембриджского университета впервые использовал новую технику для определения радиальных скоростей звезд и достиг успеха⁴⁵. Основная идея состояла в том, чтобы совместить спектрограф с системой, измеряющей сдвиги нескольких спектральных линий одновременно (за 14 лет до этого, в 1953 году, эту идею предложил британский ученый Питер Филгетт). Гриффин измерил спектр одной из ярчайших звезд – красного гиганта Арктур – и изготовил специальную маску-шаблон с 240 прорезями на месте линий поглощения в этом спектре. Затем он направлял телескоп на другую звезду, температура поверхности и, соответственно, спектральный тип которой не слишком отличались от температуры и спектрального типа Арктура. Положение маски с помощью микрометрического винта настраивалось таким образом, чтобы прорези максимально точно совпали с линями поглощения исследуемой звезды. При идеальном совмещении свет бы практически не проходил через маску, но, очевидно, такого быть не могло, так как радиальная скорость и спектр любой из звезд должны отличаться от этих же характеристик Арктура. Однако, если найти такое положение маски, при котором она пропускает минимальное количество света, можно вычислить значение относительной разности радиальных скоростей исследуемых звезд.

Через два года после начала работы со спектрографом, в 1969 году, Гриффину удалось достигнуть погрешности в ±640 м/c при измерении радиальной скорости звезд. Вдохновленные его успехом, Андре Баран и Мишель Майор в 70-х годах разработали более совершенный прибор, работающий по тому же принципу (их метод получил название «метод взаимной корреляции»). В 1977 году в Марсельской обсерватории они представили новый спектрометр CORAVEL, обладавший бо́льшими техническими возможностями, чем спектрометр Гриффина (в том числе благодаря использованию нового компьютера), и имевший погрешность уже ±150–250 м/c⁴⁶. Прибор работал со звездами солнечного типа, и поэтому значения скоростей находились относительно скорости Солнца. Было изготовлено две копии спектрометра: одна для обсерватории Верхнего Прованса, а другая для датского телескопа в обсерватории Ла-Силья в Чили. Эти приборы стали самыми эффективными спектрометрами своего времени. С их помощью сделали много открытий, касающихся двойных и переменных звезд, звезд в Магеллановом облаке[33] и шаровых скоплениях. Также удалось выяснить, что коричневые карлики[34] – довольно распространенные объекты, часто находящиеся на орбитах вокруг других звезд.