Расстояние — главный астрономический параметр. Без расстояния нет ни звёздной динамики, ни теории звёздной эволюции, ни космологии. Но измерить расстояние до объекта, не приближаясь к нему, весьма затруднительно. Конечно, в самой задаче нет ничего сложного: рисуете линию известной длины (базу), потом измеряете параллактический угол между направлениями на объект с разных концов линии – и всё, в этом треугольнике для вас больше нет тайн. Проблема в том, что чем дальше объект, тем меньше угол, который вам предстоит измерить. Для объектов в нашей Галактике он часто измеряется в миллисекундах дуги.

Чтобы сделать параллактический угол (или для краткости параллакс) максимально большим, нужно использовать максимально длинную базу. Длиннее, чем диаметр земной орбиты, мы её сделать пока не в состоянии. Но и при такой колоссальной базе ближайшая к нам звезда при наблюдении с «разных концов» земной орбиты смещается всего на полторы угловых секунды. Измерение даже такого угла — непростая задача, не говоря о более далёких звёздах. На сегодня параллаксы удалось измерить (да и то с большими ошибками) только для звёзд в пределах примерно ста парсеков от Солнца. Кстати, на всякий случай напомню, что само название «парсек» выводится из параллакса и означает «параллактическая секунда». Один парсек (примерно 3 • 1018 см) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду.

Сто парсеков — ничтожно малое расстояние в пределах Галактики, которого совершенно недостаточно, чтобы обоснованно судить о её структуре. Решить эту проблему призвана космическая обсерватория GAIA, которая (ура-ура!) в декабре 2013 года полетела и сейчас готовится к работе. Она (если всё будет хорошо) измерит параллаксы миллиарда звёзд на килопарсековых расстояниях. Но измерениям GAIA будет очень сложно проникнуть в глубины галактического диска. К тому же окончательных результатов работы GAIA ждать ещё чуть ли не десять лет. Наконец, GAIA будет измерять расстояния только до звёзд, а в Галактике и помимо них много интересного.

С определением расстояний до этого «помимо», то есть до объектов межзвёздной среды (МЗС), большие проблемы. Такие же большие, как сами эти объекты. Многие небесные «тела» занимают на небе изрядную площадь. Например, остаток сверхновой в Лебеде (Рыбачья Сеть, Вуаль, Петля Лебедя) имеет размер 3°, комплексы молекулярных облаков в Орионе и Тельце охватывают не только эти, но и окрестные созвездия, а это уже десятки градусов.

Определить с микросекундной точностью направление на объект поперечником во многие градусы невозможно. Поэтому расстояния до межзвёздных облаков определяют косвенными методами – допуская ассоциацию облака с некоторым объектом, расстояние до которого известно, или по кинематике. В последнем случае требуется хорошо представлять себе структуру Галактики – как минимум кривую вращения, то есть зависимость скорости вращения от галактоцентрического расстояния, а также координаты и трёхмерную скорость Солнца. Если всё это известно, можно примерно оценить, как движутся друг относительно друга Солнце и тот объект, расстояние до которого мы пытаемся определить. Измерив относительную скорость (её легко определить по спектру объекта) и сравнив её с предсказанием, полученным из модели Галактики, можно оценить искомое расстояние.

Точность этих оценок невелика. Во-первых, параметры Галактики известны не очень хорошо. Во-вторых, бывает так, что одной и той же наблюдаемой относительной скорости Солнца и объекта соответствуют два возможных расстояния (то есть у соответствующего уравнения два решения), и выбирать из них правильное приходится ещё из каких-то соображений. Неудобно, конечно, но, как говорится, на безрыбье коню в зубы не смотрят.

Однако можно и в межзвёздной среде работать с параллаксами. Для этого нужно переходить в радиодиапазон, поскольку объекты МЗС светятся в основном в нём. Инструмент для высокоточного измерения координат в радиодиапазоне есть: это радиоинтерферометры, в том числе со сверхдлинными базами, обеспечивающие погрешность измерения углов в несколько микросекунд дуги — лучше, чем у GAIA. Есть и опорные фоновые точки, относительно которых можно измерять параллактическое смещение: во Вселенной много мощных источников радиоизлучения, как правило, квазаров, которые достаточно далеки, чтобы казаться маленькими и неподвижными. Осталось подобрать в нашей Галактике компактные радиоисточники, до которых бы можно было определять расстояние таким способом.

Такими делениями на галактической линейке стали мазеры, несколько необычные генераторы излучения в радиодиапазоне, обычно сантиметровом. Источником мазерного излучения являются молекулы гидроксила, воды, метанола, оксида кремния и другие. Особенностью мазеров является очень сильная зависимость их яркости от параметров среды (температуры, поля излучения, поля скоростей). Допустим, в какой-то точке эти условия есть, а отойди слегка в сторону, туда, где, например, чуть другая температура, – и всё, мазера нет. Поэтому космические мазеры, даже рождающиеся в весьма протяжённых объектах, имеют вид компактных пятен, отражающих незначительные неоднородности физических условий. Эти пятна не столь малы, как звёзды, но тоже вполне подходят для точного определения координат.

Определить параллаксы мазерных пятен труднее, чем параллаксы звёзд, потому что радиоинтерферометрические наблюдения сложнее оптических. Поэтому GAIA за несколько лет работы определит миллиард параллаксов, а у исследователей мазеров после десятилетия наблюдений в активе пока лишь сотня объектов. Однако «звёздные» параллаксы не заменяют «мазерные», а дополняют их. Во-первых, Галактика в сантиметровом диапазоне прозрачна, так что вы можете исследовать любые области внутри галактического диска, хоть на другом его краю. Во-вторых, многие мазеры рождаются в областях образования массивных звёзд, а эти области сосредоточены в спиральных рукавах. То есть вы получаете не только маркеры молекулярных облаков, но и маркеры спиральной структуры.

Сейчас действует два крупных проекта по определению мазерных параллаксов —BeSSeL и VERA. В их рамках на данный момент определены положения и собственные движения более чем для сотни мазеров, удалённых от Солнца на расстояния от 700 пк до 11 кпк. Эти измерения не только позволяют определить расположение спиральных рукавов в Галактике. С их помощью можно решить задачу, обратную той, что я описал выше: по известным координатам и скоростям мазеров рассчитать положение и движение Солнца. Последние результаты этих исследований опубликованы в работе Марка Райда с соавторами.

Распределение мазеров по спиральным рукавам. Рисунок из статьи Reid et al. (2014).
Распределение мазеров по спиральным рукавам. Рисунок из статьи Reid et al. (2014).

Надо признать, что по спиральным рукавам ясности как не было, так и нет. То есть в их наличии сомнений не возникает, сохраняется и расположение. Со временем колеблются лишь оценки роли различных рукавов, то есть меняется понимание того, какие из них следует относить к основным, какие — к второстепенным, а какие должны считаться лишь ответвлениями от рукавов. Райд и коллеги пишут, например, что в рукаве Персея (чёрные точки на рисунке), который во всех моделях галактической структуры считается основным, просматривается отрезок длиной 6 кпк, в котором областей образования массивных звёзд (типичных жителей спиральных рукавов) вообще нет. Зато их очень много в Местном рукаве (синие точки), который в англоязычной литературе и рукавом-то в последнее время не называют.

Зато авторы уверены, что по новым данным им удалось хорошо определить параметры Солнца. Открываем тетради, достаём ручки, записываем. Итак, расстояние до центра Галактики – 8,34±0,16 кпк, орбитальная скорость на этом расстоянии – 240±8 км/с. Для Солнца на общее вращение вокруг центра Галактики накладывается ещё дополнительное движение — со скоростью около 15 км/с в направлении вращения, около 10 км/с по направлению к центру Галактики и около 9 км/с «вверх». Записали? Ах, не успели ещё… Тогда, знаете что, отложите ручки и запишите карандашом. Наблюдения-то продолжаются.