Студенческая Астрономическая обсерватория ГАИШ

Атмосферное качество изображения в Московской обсерватории (seeing) составляет от 2″-4″ до 5″-8″ прежде всего из-за турбулентности атмосферы, которая ухудшает качество изображения, создаваемого телескопом из-за флуктуации фазы и интенсивности в принятом сигнале. Для глаза это заметно как мерцание звезд, для телескопических наблюдений — как дрожание и искажение изображения.

Если диаметр телескопа превышает 200 мм, то он становится чувствителен к атмосферным аберрациям. Атмосферные аберрации — это искажения света в атмосфере Земли, прежде всего, поглощение и рассеяние, рефракция, дифференциальная рефракция, турбулентность атмосферы. Для невооруженного глаза это заметно как непрозрачность и мерцание звезд с переливом цветовых оттенков. Все это ограничивает эффективность телескопов — время от времени невозможно применять увеличения более 500х, проводить корректные наблюдения. Иногда из-за особенностей состояния атмосферы максимальное увеличение вовсе не превышает 200х.

Предельная звездная величина для 200-мм телескопа с ПЗС Apogee AP7 (24-micron in a 512×512 array) 17.0m в фильтре V, 17.5m в фильтре R. При визуальных наблюдениях предельная звездная величина 14.0m. При наблюдении визуально-двойных звезд разрешающая способность 200-мм рефрактора 0″,7.

Многие результаты исследований нашей Галактики важны для более глубокого понимания процессов в ранней Вселенной и происхождения и эволюции мира галактик, что составляет сейчас крупнейшую проблему современной астрономии, тесно связанную с современной космологической парадигмой теоретической физики и астрономии. Её основные элементы – доминирование тёмной материи, вклад которой в полную плотность массы-энергии составляет около 26%, и так наз. “тёмной энергии”. И только около 4% приходится на барионную материю, которую способны наблюдать современные астрономические инструменты во всех диапазонах электромагнитного спектра. Тёмная материя, носитель которой пока не известен, по-видимому, проявляет себя только через гравитационное взаимодействие. Она обеспечивает высокие скорости движения звёзд и карликовых спутников на периферии галактик, а также способна вызывать явления гравитационного линзирования и микролинзирования. На рубеже XX-XXI веков благодаря массовым наблюдениям далёких Сверхновых типа Ia было заподозрено ускоренное расширение Вселенной, заставившее полностью пересмотреть прежние представление о её составе. Теперь считается, что около 70% в полную плотность массы-энергии вносит неизвестная физическая материя, обладающая отрицательным давлением и ускоряющая расширение Вселенной, названная “тёмной энергией”. Новые данные о динамике Вселенной были получены на основе построенной в рамках звёздной астрономии и широко используемой в космологии иерархической универсальной шкалы расстояний, повлекли за собой глубокий пересмотр фундаментальных представлений о физической картине окружающего нас мира и требуют дальнейшего развития физической теории микро- и макромира.

Изучение ядра нашей Галактики в инфракрасном диапазоне с использованием характерных методов звёздной астрономии дало в последние три десятилетия веские доказательства реального существования сверхмассивных черных дыр (СМЧД). В центре Галактики по лучевым скоростям и собственным движениям обнаружены кеплеровские движения нескольких звезд со скоростями, достигающими тысяч километров в секунду, причем параметры их орбит – в первую очередь, расстояния перицентра – указывают на движение вокруг очень компактного объекта размером около 110 а.е. и массой более 4.3 млн. масс Солнца. Такой плотностью может обладать только чёрная дыра. Начавшееся после этого открытия бурное изучение движений звёзд и газа в центральных областях других галактик привело к выводу о том, что СМЧД, массы которых могут достигать 10 млрд солнечных – типичные объекты в ядрах галактик, а их масса коррелирует с массой балджей и дисперсией скоростей. этоЭто открытие сразу же подняло целый ряд новых проблем, связанных с происхождением СМЧД, слияниями чёрных дыр и гравитационными волнами, поиском чёрных дыр промежуточных масс и первичных чёрных дыр. В свою очередь, результаты этих исследований рано или поздно станут частью обновлённой космологической парадигмы…

Методы звёздной астрономии, такие как поиск вариаций лучевой скорости звёзд и их блеска методами прецизионной спектроскопии и фотометрии, привели, как хорошо известно, к обнаружению многочисленных планет вокруг других звёзд, что открыло совершенно новые и перспективные направления развития не только астрономических исследований, но и масштабных исследований происхождения и эволюции планет и жизни во Вселенной, затрагивающих всю современную науку. Все это означает, что астрономия явилась на рубеже XX-XXI веков инициатором новой научной революции, масштабы которой не уступают революции в физике, происходившей в начале ХХ века. И в этой революции звездной астрономии – науке о звёздных населениях нашей Галактики – принадлежит вполне заслуженное почетное место.

В МГУ началом развития звёздной астрономии как неотъемлемой части астрономии можно считать 1934 год, когда проф. П. П. Паренаго (1906–1960) начал читать в МГУ курс лекций “Звёздная астрономия”, а в 1940 г. основал кафедру звездной астрономии. Иногда эту ветвь астрономии (как и соответствующий учебный курс) называют “Галактической астрономией”, имея в виду, что главной её задачей является изучение звёздных коллективов – групп звёзд с разными физическими и пространственно-кинематическими характеристиками, образующими все вместе нашу Галактику – звёздную систему Млечного Пути. Системный подход с самого начала был характерной особенностью нашей школы – все характеристики звёзд изучались совместно, что позволило выделить разные звёздные населения Галактики, отличающиеся происхождением, возрастом, кинематикой и особенностями химического состава. Тем самым закладывались основы для понимания происхождения и эволюции всей Галактики.

Второй характерной чертой Московской Школы звёздной астрономии было особое внимание, уделяемое переменным звёздам разных классов. Эти звёзды легко обнаруживать среди звёзд постоянного блеска и исследовать с использованием даже довольно скромных наблюдательных средств. Хорошо известно, что некоторые классы переменных звёзд являются индикаторами вполне определённых ключевых стадий звёздной эволюции. Например, классические цефеиды – это массивные сверхгиганты, в своём большинстве находящиеся на эволюционной стадии термоядерного “горения” гелия, как и маломассивные низкометалличные звёзды типа RR Лиры, населяющие галактические гало и шаровые скопления – оба эти класса переменных звёзд лежат в основании универсальной шкалы расстояний. Для многих переменных звёзд можно по характеру изменения блеска установить причину переменности, их физическую природу, стадию эволюции, определить расстояние и возраст, что делает их одними из самых полезных объектов для изучения строения и эволюции звездных систем. Это направление в работе Школы открыл и возглавил проф. Б. В. Кукаркин (1909–1977). Наконец, широко использовались данные о пространственных скоростях звезд, для чего собирались все доступные результаты измерений лучевых скоростей и собственных движений звёзд и проводились собственные измерения. Большая работа в этом направлении была проделана проф. П. П. Паренаго (1906–1960) и его ученицами к.ф.-м.н. Е. Д. Павловской (1926-1992) и к.ф.-м.н. Д. К. Каримовой, изучавшими вращение Галактики, распределение и кинематику звёзд разных типов. В частности, составленный каталог позволил Е. Д. Павловской методом статистических параллаксов уточнить светимость переменных типа RR Лиры как “стандартных свечей”. Проф. П. П. Паренаго принадлежит также фундаментальное открытие кинематической неоднородности Главной Последовательности звёзд, в настоящее время трактуемое как вековой “разогрев” звёздного населения диска Галактике; в англоязычной литературе с тех пор закрепился термин “Parenago’s discontinuity”.

Уже в 1940-е годы Московская Школа звездной астрономии получила международное признание благодаря совместной плодотворной работе проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина по изучению-пространственно-кинематических характеристик переменных звезд. Работы в этом направлении привели к фундаментальному открытию двух типов звёздного населения Галактики, отражающих историю звездообразования в нашей звёздной системе (в дальнейшем подтверждённому В. Бааде, изучавшему в это же время звёздное население галактики Андромеды М 31). Авторитет Московской Школы звёздной астрономии и исследователей переменных звёзд был настолько высок, что в 1946 г. Международный Астрономический Союз предложил советским астрономам продолжить в Москве дальнейшую работу по систематизации сведений о переменных звездах и разработке их классификации, которая ведется учениками проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина по сей день. Эта важнейшая работа на протяжении вот уже почти 80 лет проводится совместно сотрудниками ГАИШ МГУ и ИНАСАН. Каталоги продолжали составляться и после кончины проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркина, сначала под руководством д.ф.-м.н. П. Н. Холопова (1922–1988), а ныне проф. Н. Н. Самуся. Изданный в печатном виде Общий Каталог Переменных Звёзд (ОКПЗ) (4 издания) и современный электронный вариант ОКПЗ являются бесценным источником сведений о переменных звёздах для всех астрономов и одним из самых цитируемых изданий. Разработанные Московскими астрономами принципы классификации на многие десятилетия вперёд определили подход к изучению типов переменности, несмотря на громадный рост числа переменных звёзд, открытых в рамках крупных наземных проектов и космических миссий, таких как Kepler, TESS, Gaia. Отметим, что систематическое изучение переменных звёзд северного неба велось с активным использованием собственных фотографических и фотоэлектрических наблюдений, выполнявшихся на телескопах Южной Станции ГАИШ (Крым, пос. Научный). В частности, около 25000 фотопластинок, снятых на широкоугольном 40-см астрографе, представляют “золотой фонд” фототеки ГАИШ, насчитывающей более 100000 астронегативов. В наблюдениях в Крыму принимали участие как сотрудники отдела, так и аспиранты и студенты. С начала 2000-х г. проводится систематическое сканирование значительной части астронегативов и с использованием компьютерных методов на них были найдены и исследованы сотни новых переменных звёзд.

Работы проф. П. П. Паренаго, проф. Б. В. Кукаркина и их учеников по изучению строения, кинематики и динамики нашей Галактики на основе исследования переменных звёзд стали высшими достижениями Школы на послевоенном этапе ее развития. Они получили широкое международное признание и сделали Московскую Школу звёздной астрономии одним из ведущих научных коллективов в нашей стране. Фундаментальные научные достижения П. П. Паренаго были оценены его избранием в 1953 г. в качестве член.-корр. АН СССР. Проф. П. П. Паренаго принадлежит первый отечественный «Курс звездной астрономии» (1938 г., последнее издание 1954 г.). Более современное учебное пособие по этому курсу было позднее создано доц. П. Г. Куликовским (1985 г.), одним из пионеров отечественной фотоэлектрической фотометрии звёзд, известным историком астрономии и выдающимся педагогом, автором не имеющего аналогов настольного издания – “Справочника любителя астрономии” (1949 г.), обновлённые издания которого позднее издавались под редакцией доц. В. Г. Сурдина. Проф. Б. В. Кукаркин является автором монографии «Изучение звездных систем на основе исследований переменных звезд» (1949), ставшей основой его докторской диссертации. Позднее он совместно с проф. Ю. Н. Ефремовым (1937-2019) руководил изданием пятитомной серии монографий «Нестационарные звезды и методы их исследования» (1970–1974 г.), получившей широкую известность и частично переведенной на английский язык. В 1974 г. проф. Б. В. Кукаркин опубликовал монографию «Шаровые звездные скопления», в которой он подвел итоги многолетних исследований этих объектов.

После кончины проф. Б. В. Кукаркина д.ф.-м.н. П. Н. Холопов не только продолжил руководство работой над ОКПЗ, но и совместно с Н. П. Артюхиной внёс большой вклад в систематическое изучение строения и звёздного состава рассеянных звёздных скоплений. В частности, им была детально разработана методика звёздных подсчётов для анализа структуры скоплений и обнаружены обширные “короны” с низкой звёздной плотностью. Он также вывел эмпирическую калибровку светимости звёзд Главной Последовательности по близким рассеянным скоплениям разного возраста (1980), до эпохи миссии HIPPARCOS служившую основой шкалы расстояний рассеянных скоплений и цефеид. По итогам своих исследований д.ф.-м.н. П. Н. Холопов опубликовал фундаментальную монографию «Звездные скопления» (1981). Принадлежность к коронам рассеянных скоплений, возраст которых определяется изохронным методом, ряда классических цефеид позволила проф. Ю. Н. Ефремову получить первые наблюдательные свидетельства существования у них зависимости “период – возраст” (1964), использованной им для систематического исследования структуры областей звездообразования и спиральных рукавов в Млечном Пути и в других галактиках. Проф. Ю. Н. Ефремов ввёл в современную астрономию представление о звёздных комплексах как крупнейших ячейках звездообразования размером около 1 кпк, цепочкой расположенных вдоль спиральных рукавов и включающих звёздные ассоциации, молодые рассеянные скопления, ионизованный, атомарный и молекулярный газ и пыль; эти фундаментальные идеи опубликованы в его широко известной монографии “Очаги звездообразования в галактиках: звездные комплексы и спиральные рукава” (1989). Понятие звездных комплексов получило мировое признание и ныне широко используется в качестве наблюдательной интерпретации идей о фрактальности турбулентных газовых облаков, из которых образуются звёзды и их группировки.

Д.ф.-м.н. А. С. Шаров (1929-2000), ученик проф. П. П. Паренаго, в течение многих десятилетий на телескопе АЗТ-5 Крымской Станции ГАИШ проводил фотографический мониторинг Новых звёзд в галактике Андромеды (М 31) и изучение её шаровых скоплений. Он составил обширный каталог интегральных многоцветных фотометрических наблюдений шаровых скоплений Галактики, выполненных с помощью концентрических диафрагм. В 1982 г. он опубликовал первую в мире фундаментальную монографию “Туманность Андромеды”, а в 1988 г. монографию “Спиральная галактика М 33”. Д.ф.-м.н. А. С. Шаров стал первым руководителем Ведущей Научной Школы по звёздной астрономии, созданной на основе отдела изучения Галактики и переменных звёзд и отдела физики эмиссионных звёзд и туманностей ГАИШ МГУ, получившей дополнительное целевое финансирование. После его кончины в 2000 г. Школой продолжили руководить проф. Ю. Н. Ефремов, проф. А. С. Расторгуев и проф. Н. Н. Самусь.

С самого зарождения Московскую Школу звёздной астрономии характеризует наличие в отделе нескольких тесно связанных научными узами поколений исследователей, обеспечившее их преемственность. Д.ф.-м.н. А. С. Шаров был учеником проф. П. П. Паренаго; проф. Ю. Н. Ефремов, проф. А. С. Расторгуев, проф. Н. Н. Самусь и к.ф.-м.н. В. П. Горанский были учениками проф. Б. В. Кукаркина и д.ф.-м.н. П. Н. Холопова; д.ф.-м.н. Л. Н. Бердников, д.ф.-м.н. А. М. Мельник, – ученики проф. Ю. Н. Ефремова; д.ф.-м.н. А. К. Дамбис, к.ф.-м.н. М. В. Заболотских, к.ф.-м.н. Н. Д. Уткин – ученики проф. А. С. Расторгуева; к.ф.-м.н. С. В. Антипин, к.ф.-м.н. А. М. Зубарева  – ученики проф. Н. Н. Самуся; д.ф.-м.н. Е. В. Глушкова – ученица к.ф.-м.н. Е. Д. Павловской. Устойчивые связи между членами Школы, формально принадлежащими к разным организациям и даже разным ведомствам, не ослабевает на протяжении многих десятилетий.

В составе Школы действуют Семинар и Координационный Совет ГАИШ по звездной астрономии, участниками которого являются сотрудники ряда близких по тематике исследований отделов ГАИТШ. Семинар работает с 1963 г., им руководили создатели и представители Школы (проф. Б. В. Кукаркин, доц. П. Г. Куликовский, д.ф.-м.н. А. С. Шаров, проф. А. С. Расторгуев, проф. Н. Н. Самусь). На заседаниях представляются новые результаты исследований и апробируются результаты диссертационных работ.