Космическая миссия GAIA

На кафедрах астрономического отделения и в отделах ГАИШ активно ведутся работы по комплексному изучению строения и динамики нашей Галактики и её подсистем, а также уточнению универсальной шкалы расстояний. Работы в этом важнейшем направлении опираются на созданные в нашем коллективе эффективные оригинальные алгоритмы анализа наблюдательных данных и использование уникальных результатов астрометрических, фотометрических и спектральных наблюдений, недавно полученных на созданной Европейским Космическим Агентством (ESA) космической обсерватории GAIA. Достигнутая невообразимая астрометрическая точность расстояний и скоростей сотен миллионов звёзд стимулировала новый виток проводимых в МГУ исследований Млечного Пути и его населений, поддержанных грантами РФФИ и РНФ.

Под руководством проф. А.С. Расторгуева, доц. Е.В. Глушковой и зав. отделом ГАИШ А.К. Дамбиса при активном участии студентов и аспирантов физического факультета Н.Д. Уткина, А.А. Чемеля, Л.Г. Ялялиевой, Е.Н. Подзолковой и Я.А. Лазовика на основе данных GAIA выполнены работы по определению гравитационного потенциала Галактики, определены орбиты шаровых скоплений в нестационарном гравитационном поле Млечного Пути, детально изучен состав звёздных скоплений и оценен их возраст. Исследованы особенности движений звёзд в диске и гало Млечного Пути и характер его спирального узора; разработаны новые методы определения радиусов и светимостей звёзд, используемых в качестве »стандартных свечей» для определения расстояний до галактик, а также и другие эффективные средства уточнения шкал расстояний, такие как метод статистических параллаксов. Обнаружено и доказано быстрое расширение молодых звёздных группировок. Эти результаты опубликованы примерно в 50 наших статьях, в том числе в ведущих рецензируемых журналах (например, Yalyalieva et al., Astrophysical Bulletin, V.73, pp.335-343, 2018; Melnik and Dambis, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V.493, p.2339-2351, 2020; Chemel et al., Astrophysical Bulletin, V.73, pp.162-177, 2018; Bobylev et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V.502, pp.4377-4391, 2021; Lazovik and Rastorguev, The Astronomical Journal, V.160, id.136, 2020; Utkin and Dambis, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V.499, pp.1058-1071, 2020; Utkin et al., Astronomy Letters, V.44, pp.688-698, 2018; Rastorguev et al, Astrophysical Bulletin, V.77, pp. 144-149, 2022; Chemel et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V.515, pp.4359-4370, 2022; Yalyalieva et al., Astrophysical Bulletin, V.77, p.78-83, 2022; Melnik et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V.507, pp.4409-4424, 2022 и другие.). Эти работы высоко оценены астрономическим сообществом и хорошо цитируются.

Полученные в МГУ важные результаты стали возможными благодаря запущенной 19 декабря 2013 г. с космодрома Куру (Французская Гвиана) с помощью российского носителя «Союз» обсерватории GAIA («Гея»), созданной Европейским космическим агентством и предназначенной для астрометрических, фотометрических и спектральных наблюдений около 2 млрд звёзд Млечного Пути и близких галактик. Постараемся рассказать читателям об особенностях устройства этой необычной обсерватории, её возможностях, последних результатах и имеющихся трудностях.

Разработка проекта этой обсерватории началась ещё в 1980-х годах, и её первоначальное название — GAIA — было акронимом от «Global Astrometric Interferometer for Astrophysics» (предполагалось, что прецизионные астрометрические наблюдения звёзд будут вестись методами оптической интерферометрии). Впоследствии от интерферометрического метода измерений вследствие большой сложности и стоимости реализации такого проекта отказались, решив сохранить первоначальное название. С помощью разгонного блока «Фрегат» обсерватория была доставлена в окрестность точки

Лагранжа L2 (рис. 1), которая находится на расстоянии около 1.5 млн км от Земли в антисолнечном направлении (как известно, это область устойчивого движения космических аппаратов). Примечательно, что в июле 2019 года в ту же область пространства была запущена российско-германская рентгеновская обсерватория «Спектр-РГ» (включающая российский телескоп ART-XC и германский телескоп eROSITA), а в декабре 2021 года — крупнейший космический телескоп имени Джеймса Уэбба JWSTс зеркалом диаметром 6.5 м, предназначенный для наблюдений в оптике и ближнем ИК-диапазоне.

Рис. 1. Схема запуска обсерватории GAIA в точку Лагранжа L2 (около 1.5 млн км от Земли в сторону, противоположную от Солнца)

Одной из главнейших задач обсерватории GAIA являются прецизионные астрометрические наблюдения, с помощью которых, в частности, определяются тригонометрические параллаксы и собственные движения звёзд. Как известно, геометрический метод определения межзвёздных расстояний не требует никаких дополнительных знаний о физических свойствах звёзд и поэтому считается базовым, и именно он лежит в самой основе измерения расстояний во Вселенной, будучи первой ступенькой иерархической «лестницы» расстояний. Метод тригонометрических параллаксов сводится к измерению предельно малых углов смещения звёзд, описывающих на небесной сфере параллактические эллипсы вследствие орбитального движения Земли вокруг Солнца. Попутно измеряются так наз. «собственные движения» звёзд — их годичные систематические угловые смещения, отражающие индивидуальные скорости движения поперёк луча зрения относительно земного наблюдателя.

Если вспомнить не такое уж далёкое прошлое, то в 1990-е годы астрономическое сообщество поражала точность параллаксов, измеренных космической обсерваторией HIPPARCOS: около 1 мсд (миллисекунды дуги), что было примерно в 100 раз точнее результатов, имевшихся в то время лучших наземных наблюдений. (К слову, под углом 1 мсд был бы виден лист бумаги толщиной около 0.1 мм или человеческий волос с расстояния 20 км! На рубеже XX–XXI веков это казалось фантастическим инженерным достижением прецизионных измерительных технологий.) Однако космическая обсерватория GAIA доказала, что и это не предел. По расчётам к концу миссии GAIA — а это ориентировочно 2025 год точность измеренных небесных координат и тригонометрических параллаксов звёзд 15–17 звёздной величины (они в 10–30 тыс. раз слабее самых тусклых звёзд, доступных невооружённому глазу) должна достичь 10 мксд, т.е. возрасти ещё в 100 раз по сравнению с HIPPARCOS. А это уже волос, наблюдаемый с расстояния порядка 2000 км! Пропорционально возрастёт и точность собственных движений.

Столь высокие точности позиционных измерений обусловлены, с одной стороны, большим числом измерений (достигающим 100–200) каждой звезды, а с другой — измерением координат звёзд относительно большого числа (более 1.6 млн) космических реперов — квазаров, которые из-за своей огромной удалённости можно считать практически неподвижными объектами, не меняющими со временем своего положения на небе. Современная координатная небесная сеть использует квазары как надёжные и уникальные реперы системы координат. Легко сообразить, что на 1 кв. градус небесной сферы в среднем приходится около 40 квазаров, обеспечивающих точные вычисления координат объектов. Разумеется, свой вклад в фантастическое увеличение астрометрической точности вносит и отсутствие атмосферной турбулентности, что позволяет в полной мере использовать дифракционное разрешение зеркал телескопа.

Техника наблюдений обсерватории GAIA принципиально отличается от того, как это происходит на других наземных и космических телескопах. Во-первых, на общей фокальной плоскости создаются изображения сразу двух участков неба, наблюдающихся двумя прямоугольными зеркалами, разнесёнными на угол 106.5°. Этот принцип астрометрии широкого поля позволяет производить взаимную координатную привязку объектов в двух далёко отстоящих звёздных полях, что позволяет существенно повысить точность позиционных наблюдений ив конечном счёте создать единую координатную сеть, опирающуюся на квазары. Во-вторых, наблюдения ведутся не путём последовательных наведений на конкретные объекты наблюдательной программы, а методом сканирования небесной сферы.

	Обсерватория вращается вокруг своей оси с периодом около 6 часов, ось вращения прецессирует вокруг направления на Солнце под углом 45° с периодом 63 дня, и сама обсерватория следует за Землёй в её орбитальном движении (рис. 2). Сочетание этих движений позволяет со временем много раз покрыть наблюдениями всю небесную сферу, причём за планируемое время работы обсерватории каждая звезда в среднем будет наблюдаться примерно 70 раз. Благодаря хорошо продуманной схеме сканирования наблюдениями будет покрыто всё небо (к настоящему времени обсерватория выполнила 20 сканов всего неба). На рис. 3 показана схема научного модуля GAIA. Его основой служит жёсткий несущий тор из карбида кремния с закрепленными на нём прямоугольными главными зеркалами размером 140х55 см, общей фокальной плоскостью размером 104х43 см, содержащей 106 ПЗС-матриц формата 4500х1966 px, а также вспомогательными зеркалами (обеспечивающими эффективное фокальное расстояние главных зеркал 35 м), блоками призменного фотометра, дифракционного спектрографа и средствами контроля. Требования к стабильности всего модуля чрезвычайно высоки: так, например, для реализации заявленной астрометрической точности порядка 10 мксд требуется осуществлять постоянный контроль за положением фокальной плоскости и зеркал с точностью около 0.001 мкм.
Рис. 2. Сканирующий метод наблюдений: вращение обсерватории вокруг оси и прецессия оси относительно направления на Солнце. Вследствие прецессии после одного осевого оборота большой круг сканирования смещается примерно на 106.5 угловых минут
Рис. 3. Устройство обсерватории GAIA. 1, 2 — главные зеркала с углом 106.5 град. между ними; 3 — общая фокальная плоскость. Диаметр несущего тора около 3 м

Схема общей фокальной плоскости показана на рис. 4. GAIA обладает самым большим астрономическим ПЗС-сенсором с общим числом пикселей около 1 млрд. Фокальная область поделена на область отождествления звёзд (SM — SkyMapper), астрометрическое поле AF, синий и красный фотометрические массивы BPи RP, и спектральный массив ПЗС-матриц RVS. Изображение звезды проходит слева направо последовательно по всем этим массивам матриц примерно за 60 сек. Поле зрения составляет около 0.7°. Для считывания сигнала используется специальный контроллер, функционирующий в режиме ВЗН (временная задержка с накоплением).

Рис. 4. Схема фокальной плоскости обсерватории GAIA. Путь звезды при сканировании — слева направо. SM (1–3) — массив отождествления объектов; AF (4–6) — астрометрический массив; BP, RP (7) — фотометрические массивы ПЗС-матриц; RVS (8) — спектральный массив и измерение лучевых скоростей. BAM — ПЗС-матрицы мониторинга базового угла между главными зеркалами; WFS — ПЗС-матрицы контроля качества фокальной плоскости

Во время каждого прохождения звезды вдоль фокальной плоскости последовательно регистрируется информация о её текущем положении относительно реперной системы координат, определяется её блеск и со спектральным разрешением R~11500 регистрируется спектр в узком диапазоне 845–870 нм. Все данные автоматически обрабатываются и сохраняются на мощном бортовом компьютере. Для правильного отождествления звёзд от скана к скану и распознавания объектов реализован метод машинного самообучения. Об эффективности используемого алгоритма можно судить по тому, что даже в плотных звёздных полях в поясе Млечного Пути система успешно распознаёт треки нескольких миллионов объектов, одновременно проходящих по фокальной плоскости.

GAIA представляет собой многоцелевую универсальную обсерваторию, выполняющую, помимо прецизионных астрометрических измерений, астрофизические наблюдения. Они включают измерения блеска звёзд до 21-й звёздной величины (эти предельно слабые звёзды в 200–300 млн раз слабее Веги) в двух широких полосах, синей и красной, в белом свете, а также спектральные наблюдения, в том числе измерения лучевых скоростей звёзд. 13 июня 2022 года астрономам стал доступен 3-й каталог звёздных данных GAIA, содержащий более 1.8 млрд объектов. В нём более 1.55 млрд звёзд с высокоточными измерениями блеска и цвета, 1.47 млрд звёзд с измеренными параллаксами и собственными движениями, почти 34 млн звёзд с измеренными лучевыми скоростями (это в пять раз больше того, что было до того сделано на наземных обсерваториях). Для 471 млн звёзд впервые по фотометрическим и спектральным данным с привлечением библиотек теоретических спектров оценены основные физические характеристики — эффективные температуры, поверхностные ускорения силы тяжести, химический состав; несмотря на относительно небольшую точность параметров, небывалая массовость измерений открывает широкие возможности исследования звёздных населений Млечного Пути.

Дополнительно было открыто почти 10 млн переменных звёзд, разбитых на 24 класса по типам переменности. Особо следует отметить, что среди них около 15000 цефеид и 271000 лирид — пульсирующих переменных звёзд, давно используемых астрономами в качестве «стандартных свечей», т.е. объектов с заранее известной светимостью; для них существуют зависимости «период — светимость — химический состав». Эти объекты издавна используются астрономами для определения расстояний до близких и далёких галактик, геометрические расстояния до которых принципиально невозможно определить прямыми методами из-за их большой удалённости. Прецизионные тригонометрические параллаксы этих и некоторых других «стандартных свечей» нашей Галактики, как можно надеяться, позволят существенно уточнить их светимости и как следствие — всю универсальную шкалу расстояний, что и является одной из основных задач миссии GAIA. Кроме того, найдено более 6 млн кандидатов в квазары и 4.8 млн кандидатов в галактики, выглядящих как диффузные объекты; наблюдались более 158000 объектов в Солнечной системе, в основном астероиды.

Вернёмся, однако, к самому ценному содержанию последних каталогов миссии GAIA — тригонометрическим параллаксам и собственным движениям. Здесь имеется ряд нерешённых проблем. Во-первых, около 20% из общего числа 1.47 млрд измеренных тригонометрических параллаксов оказались отрицательными, что совершенно не соответствует их физическому смыслу. Дело в том, что тригонометрический параллакс определяется не как физический эквивалент расстояния до объекта, а как математический параметр, входящий в простую модель изменения координат, включающую линейное изменение координат со временем (собственное движение), на которое накладываются параллактические колебания, отражающие орбитальное движение Земли. Поскольку текущие координаты неизбежно определяются с ошибками, то для далёких звёзд, у которых истинный параллакс близок к нулю, измеренный «параллакс» с большой вероятностью может оказаться отрицательным. Однако даже такие «параллаксы» не стоит отбрасывать: зачастую Байесовские оценки, оперирующие априорными и апостериорными распределениями параллаксов, даже в этих случаях позволяют найти правдоподобные наивероятнейшие расстояния до звёзд: математическая статистика и здесь выручает нас.

Во-вторых, и это более серьёзно, в 3-й версии каталога GAIA измеренные параллаксы имеют систематическую ошибку: они в среднем меньше истинных на 17–20 мксд (это означает, что вычисляемые по ним расстояния будут систематически завышенными). Величина систематической ошибки сравнима с точностью определения самых надёжных параллаксов, и это не так хорошо для интерпретации данных. Впервые это было отмечено ещё во 2-й версии каталога миссии GAIA: оказалось, что средний параллакс выборки, включающей более чем 550000 квазаров, с большой степенью уверенности составляет -29 мксд; то же самое отмечено и в 3-й версии каталога, в котором система координат опирается уже на 1.6 млн квазаров. Причины появления систематической ошибки параллаксов пока не вполне понятны. Самое печальное, что систематическая ошибка не только является зональной (т.е. зависит от положения объекта на небе), но и зависит от видимого блеска и цвета объекта. Не исключено, что какая-то часть систематической ошибки может быть связана со включением в выборку квазаров нормальных звёзд с малыми параллаксами и собственными движениями (а это был один из критериев отбора квазаров). И также не исключены аппаратные эффекты, например, связанные с нестабильностью оптической системы. Хочется верить, что в последующих версиях каталога GAIA, появление которых ожидается в 2024/2025 годах, эта проблема будет эффективно решена, а в ожидании этого пользователям предлагается ряд эмпирических алгоритмов исправления

систематической ошибки. В-третьих, несмотря на в общем эффективную работу алгоритма идентификации объектов, существуют проблемы определения астрометрических данных в плотных звёздных полях — в плоскости Млечного Пути, в близких галактиках, таких как Магеллановы Облака и галактика Андромеды. На рис. 5 показана характерная для этих объектов «вафельная» структура поля тригонометрических параллаксов, представляющая собой периодическое чередование больших и малых усреднённых значений тригонометрического параллакса. Характерный масштаб «вафельного» узора — около 1°, а амплитуда достигает 15 мксд;

Рис. 5. «Вафельная» структура поля средних параллаксов во 2-м каталоге GAIA в направлении на Большое Магелланово Облако. По осям отложены выраженные в градусах экваториальные координаты

примечательно, что масштаб узора близок к размеру поля зрения обсерватории GAIA. Причины этого явления пока не выяснены.

Несмотря на указанные проблемы астрометрии, имеющиеся в распоряжении астрономов, результаты наблюдений GAIA уже привели к подлинной революции в изучении Млечного Пути и его населений. Так, для звёзд ярче 15-й звёздной величины уже достигнута точность параллаксов около 20–30 мксд. Легко сообразить, что при такой точности параллаксов радиус сферы, в которой расстояния до звёзд нам стали известны с точностью лучше 10%, увеличился до 5 кпк (это более половины расстояния от Солнца до центра Млечного Пути, а к концу миссии может ещё возрасти до 10 кпк) по сравнению со 100 пк на рубеже веков для обсерватории HIPPARCOS. Кроме того, достигнутая фантастическая точность собственных движений — 20–30 мксд/год — позволяет даже на столь большом расстоянии вычислять тангенциальные скорости многих звёзд с точностью порядка 0.5 км/с (это при том, что реальный разброс скоростей в диске Млечного Пути составляет от 30 до 60 км/с). Легко понять, что наблюдательный материал по расстояниям и собственным движениям даёт возможность изучать кинематику населений Млечного Пути с немыслимой ранее детальностью. Как уже отмечалось, высокоточные тригонометрические расстояния позволят существенно уточнить светимость таких «стандартных свечей», как цефеиды, лириды, долгопериодические красные переменные, а также некоторые классы ярких красных гигантов. В конечном счёте это приведёт к уточнению всей используемой универсальной шкалы расстояний, где для оценки космологических расстояний до далёких галактик чаще всего используются термоядерные Сверхновые типа Ia. Можно ожидать, что работы в этом направлении помогут решить остро стоящую в наше время проблему «Hubble Tension» (значимых расхождений между значениями постоянной Хаббла, характеризующей расширение Вселенной, выведенных разными методами — по анизотропии реликтового излучения и по «стандартным свечам»).

Помимо астрометрических измерений, GAIA проводит трёхполосные фотометрические измерения потока излучения от звёзд с относительной точностью, достигающей 0.02–0.05% для ярких звёзд. Но даже в неблизких галактиках-спутниках Млечного Пути GAIA позволяет детально исследовать свойства и стадии эволюции разных типов звёздных населений с использованием принятых в астрономии диаграмм «цвет — звёздная величина» (цвет звёзды с учётом межзвёздного покраснения характеризует её эффективную температуру, а светимость связана с температурой и радиусом). На рис. 6 показаны диаграммы «цвет — звёздная величина» для звёзд Млечного Пути и Большого Магелланова Облака, на которых цветом обозначена двумерная плотность числа звёзд (диаграмма Гесса). В Млечном Пути хорошо выделяется Главная Последовательность звёзд-карликов (первая и самая длительная стадия термоядерного «горения» водорода), ветвь красных гигантов и большая популяция белых карликов. На такой же диаграмме для БМО указаны звёзды на разных стадиях эволюции.

Зная расстояния, лучевые скорости и собственные движения сотен тысяч и миллионов звёзд, мы сравнительно легко можем вычислить их пространственные скорости и детально исследовать характер звёздных движений, т.е. изучить кинематику звёздных населений. На рис. 7 показан вертикальный кинематический разрез Млечного Пути, на котором цветом обозначены скорости вращения на разном расстоянии от оси и от плоскости нашей Галактики. Подобные карты составлены впервые именно по данным GAIA о тригонометрических параллаксах, собственных движениях и лучевых скоростях и наглядно показывают зависимость кинематических параметров от положения объектов в Млечном Пути.Хорошо видно, что скорость вращения сильно зависит от вертикальной координаты; она максимальна в тонком диске, толщина которого составляет около 1 кпк, и заметно уменьшается с вертикальной координатой примерно от 235 км/с

Рис. 6. Диаграммы Гесса (трёхмерные диаграммы «цвет — звёздная величина») для 4 млн звёзд Млечного Пути с малым поглощением света межзвёздной пылью (слева) и для 11 млн звёзд Большого Магелланова Облака (справа) по данным GAIA. Цветовая гамма показывает населённость ветвей диаграммы показатель цвета (GBP-GRP) — абсолютная звёздная величина MG (слева) и видимая величина G (справа). На диаграмме для БМО отмечены популяции звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции: Young 1-3 — молодые массивные звёзды на стадии термоядерного «горения» водорода; BL — массивные молодые проэволюционировавшие звёзды, включая цефеиды; AGB–асимптотическая ветвь гигантов; RGB — ветвь красных гигантов; RC — звёзды красного «сгущения»; RRLyr — лириды, старые звёзды гало на стадии термоядерного «горения» гелия

до 155 км/с на расстоянии порядка 2.5–3 кпк от плоскости (где доминирует так наз. «толстый диск»). Дисперсия скоростей, характеризующая «температуру» звёздной популяции, показывает противоположное поведение, она растёт примерно от 20 км/с для тонкого диска до 80 км/с в толстом диске. Подобная карта — зримое и наглядное доказательство пространственно-кинематических различий между такими важными компонентами Галактики, как «холодный» и быстро вращающийся тонкий диск и более «горячий» и существенно медленнее вращающийся толстый диск, которые также различаются происхождением, возрастом и химическим составом. В этом плане обсерватория GAIA предоставляет исследователям богатейший материал, способствующий более глубокому пониманию происхождения и эволюции звёздных населений Млечного Пути.

Отметим ещё один из интереснейших и перспективных результатов, полученных в ходе наблюдений обсерватории GAIA. Как известно, звёздные скопления, карликовые галактики — спутники Млечного Пути, как и вообще все звёздные системы, динамически эволюционируют. Случающиеся сближения между звёздами сопровождаются обменом энергией, благодаря чему некоторые звёзды, получившие дополнительную энергию и достигшие критической скорости, могут покидать систему, уменьшая её массу. Этот процесс, часто

Рис. 7. Кинематическая карта Млечного Пути (вертикальное сечение) по данным GAIA о пространственном распределении и скоростях около 2.5 млн красных звёзд. Центр Млечного Пути слева, Солнце в центре с координатами (8 кпк, 0 кпк). Левая панель — скорость вращения; правая панель — соответствующая дисперсия скоростей. Значения скорости обозначены цветовой гаммой

называемый «испарением», идёт даже в изолированных системах, но его эффективность многократно усиливается в приливном поле массивной галактики, такой, как Млечный Путь. Покидая скопление с относительно небольшой избыточной скоростью, звёзды длительное время продолжают двигаться по той же орбите, что и само скопление: половина звёзд опережает его, а вторая половина отстаёт; образуется своеобразный «шлейф», в центре которого находится скопление или карликовая галактика. Расчёты показывают, что длина «шлейфа» растёт со скоростью около 1 км/с(или 1 пк /млн лет). Звезды «шлейфа» на звёздном фоне выделяются несколько повышенной видимой плотностью и имеют близкие значения пространственных скоростей. Важно, что их угловая протяжённость достигает десятков градусов.

До миссии GAIA было известно всего несколько таких «шлейфов» от распадающихся шаровых скоплений и карликовых галактик-спутников. По наблюдениям GAIA, число таких звёздных «шлейфов» на всём небе многократно возросло (рис. 8). Их огромная ценность в том, что своей формой они обрисовывают фрагмент галактической орбиты «родительского» звёздного скопления или карликовой галактики в довольно сложно устроенном гравитационном поле Млечного Пути. Следовательно, по наблюдениям «шлейфов» появляется уникальная возможность восстановить вид гравитационного потенциала Галактики и распределения масс в ней, что практически невозможно сделать другими методами. Помимо формы потока на небе GAIA предоставляет также данные о блеске звёзд, их расстояниях, собственных движениях и лучевых скоростях, т.е. даже о возрасте скопления и пространственно-кинематических свойствах популяции звёзд. По сути дела речь идёт о 6-мерном фазовом наборе данных, позволяющем даже по одному «шлейфу» наложить ограничения на вид гравитационного потенциала. Обладание многомерной физической информацией о большом числе звёздных «шлейфов» многократно углубляет наши знания о распределении масс в Млечном Пути, что особенно важно в свете доминирования тёмной материи на периферии нашей звёздной системы, свойства которой проявляются только по её вкладу в гравитационный потенциал, поскольку наблюдать её иными средствами невозможно. Кроме того, многомерные данные о приливных «шлейфах» несут важнейшую информацию о судьбе распадающихся скоплений и карликовых галактик, многие из которых были разрушены и поглощены Млечным Путём за его долгую жизнь.

Рис. 8. Вид приливных «шлейфов», обнаруженных миссией GAIA, на небесной сфере. Цветом обозначена величина собственного движения

Мы привели в этом рассказе только небольшую часть ценных и важных результатов, недавно полученных космической обсерваторией GAIA. Многие открытия буквально перевернули наши представления о Млечном Пути и его населениях, но до завершения миссии еще несколько лет — чем больше, тем богаче будут наши знания — и новые открытия ещё впереди…

Литература:

https://sci.esa.int/web/gaia/ https://gea.esac.esa.int/archive/documentation/GDR3/index.html

Gaia Collaboration, Astronomy and Astrophysics, V.595, A1, 2016

01 сентября 2022 г. А.С. Расторгуев, д.ф.-м.н.,

профессор, заведующий кафедрой экспериментальной астрономии физического факультета; заведующий отделом изучения Галактики переменных звёзд ГАИШ МГУ имени М.В. Ломоносова.