1. Млечный Путь и Галактика

Термин «галактика» происходит от греческого слова galaxis, которое означает «молочный, млечный».

Практически все объекты, которые видят на небе невоору­женным глазом жители средних широт Северного полушария Земли, составляют единую систему небесных тел (главным образом звезд) — нашу Галактику. Из числа этих объектов в состав Галактики не входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи, — туманность Андромеды (см. рис. 2 на цветной вклейке XVI).

Характерной деталью звездного неба является Млечный Путь, в котором уже первые наблюдения с помощью телеско­па позволили различить множество слабых звезд нашей Галактики. Как вы можете сами убедиться в любую ясную без­лунную ночь, он простирается через все небо светлой белесо­ватой полосой клочковатой формы (рис. 6.1).

Идея о том, что Вселенная имеет «островную» структуру, неоднократно высказывалась в прошлом. Однако лишь в конце XVIII в. Гершель предложил первую модель строения нашей Галактики (рис. 6.2), На основе подсчетов звезд в раз­личных участках неба он установил, что их число по мере удаления от Млечного Пути резко убывает. По его расчетам, слабые звезды Млечного Пути вместе с остальными, более яркими образуют единую звездную систему, напоминающую по форме диск конечных размеров, диаметр которого более чем в 4 раза превышает его толщину.

Окончательное «открытие» нашей Галактики связано с обнаружением в 1923 г. в туманности Андромеды нескольких цефеид. Наблюдение цефеид позволило определить расстоя­ние до нее и окончательно убедило ученых, что это не просто туманность, а другая, подобная нашей звездная система. На­звание «галактика» было дано всем туманностям, находящимся за пределами нашей Галактики. Согласно современ­ным данным, эта галактика находится от нас на расстоянии немногим более 2 млн. св. лет.

Успехи в исследовании нашей Галактики в значительной степени связаны с изучением туманности Андромеды и дру­гих галактик. Их сравнение с Галактикой позволило выявить многие черты ее строения. В частности, поскольку характе­ристики и число звезд, размеры и некоторые другие особенности строения нашей Галактики оказались сходными с дан­ными, полученными для туманности Андромеды, естествен­но было предположить, что так же, как и эта галактика, наша имеет спиральные рукава. В последующем целенаправлен­ные исследования подтвердили этот факт.

Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние десятилетия благодаря использованию больших телескопов, которые позволили изу­чать слабые звезды и другие далекие объекты. Было опреде­лено, что в ее структуре прослеживается ядро и окружающие его две системы звезд: дискообразная и почти сферическая галактическая корона (гало). Первая включает значительное число звезд, концентрация которых возрастает по мере при­ближения к галактической плоскости. Менее многочислен­ные звезды второй имеют концентрацию к ядру. Млечный Путь, который образуют звезды диска, опоясывает небо вдоль большого круга, а это означает, что Солнечная система находится вблизи галактической плоскости. Диаметр нашей Галактики — около 100 тыс. св. лет (30 тыс. пк). Число звезд в ней, по разным оценкам, от 200 млрд. до 1 трлн. Они состав­ляют 98% общей массы Галактики, а оставшиеся 2% — меж­звездное вещество в виде газа и пыли, при этом пыли при­мерно в 100 раз меньше, чем газа.

Исследования Галактики, проведенные во второй поло­вине XX в., позволили также выявить взаимосвязи звезд и межзвездного вещества, свидетельствующие о процессах эволюции, которые происходят в этой системе на протяжении миллионов и миллиардов лет. После того как выяснилось, что источником энергии звезд являются термоядерные реак­ции превращения водорода в гелий, стали возможными рас­четы сроков их существования. Вычисления показали, что за­пасов водорода у наиболее ярких звезд хватит не более чем на несколько десятков миллионов лет. Оказалось, что в Га­лактике сосуществуют как очень старые звезды, возраст ко­торых приблизительно 15 млрд. лет, так и очень молодые, воз­раст которых не превышает 100 тыс. лет. Стало очевидно, что образование звезд должно происходить постоянно, а эволюцию Галактики, по сути дела, можно считать историей проис­ходящего в ней процесса звездообразования.

2. Звездные скопления и ассоциации

Как вы уже знаете, число одиночных звезд меньше, чем звезд, составляющих двойные и кратные системы. Кроме то­го, в Галактике существуют различные по численности объектов и по своей форме скопления звезд.

Звездное скопление — группа звезд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением.

Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные.

В рассеянных скоплениях звезд относительно немного — от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым извест­ным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца (см. рис. 1 на цветной вклейке XV). В том же созвездии находится еще одно скопление — Гиады — тре­угольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана. Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопле­ния этого типа видны вблизи Млечного Пути. Известно око­ло 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галак­тике может быть в несколько десятков раз больше.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем соста­ве сотни тысяч и даже миллионы звезд. Лишь два из них — в созвездиях Стрельца и Геркулеса (рис. 6.3) — можно с трудом увидеть невооруженным гла­зом. Шаровые скопления распре­деляются в Галактике по-иному: большая часть расположена вбли­зи ее центра, а по мере удаления от него их концентрация в про­странстве уменьшается. Извест­ных скоплений такого типа около 150, но очевидно, что это только небольшая часть существующих в нашей Галактике.

Различия двух типов скоплений касаются также их звездного «населения». В состав рассеянных скоплений входят в основном звезды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых — очень много красных гигантов и субгигантов.

Звездные скопления явились такими объектами, при изу­чении которых астрономы получили редкостную возмож­ность осуществить своеобразный эксперимент. При проведе­нии научных исследований задача нередко заключается в том, чтобы, изменяя какой-то один параметр (например, тем­пературу) и оставляя все остальные неизменными, изучить, как этот параметр влияет на характер наблюдаемого явле­ния. Для всех звезд данного скопления последние две из трех основных характеристик звезд — массы, химического состава и возраста — можно (в первом приближении) считать одина­ковыми. Очевидно, что эти звезды не случайно оказались в одном месте, а скорее всего когда-то образовались все вместе из одного и того же вещества. Следовательно, наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звезд, различных по массе, происходит по-разному. Это намного облегчает задачу сравнения выводов теории внут­реннего строения и эволюции звезд с результатами наблюде­ний.

Оказалось, что среди хорошо изученных звездных скоп­лений (их около 500) нет ни одного, для которого диаграмма «спектр — светимость» противоречила бы выводам теории звездной эволюции.

Таким образом, различия скоплений двух типов объясня­ются, согласно современным представлениям, различием возраста звезд, входящих в их состав, а, следовательно, и воз­раста самих скоплений. Расчеты показали, что возраст мно­гих рассеянных скоплений примерно 2 — 3 млрд. лет, в то вре­мя как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 12 — 14 млрд. лет.

Группировки наиболее молодых звезд получили название звездных ассоциаций. Возраст некоторых из них не превыша­ет миллиона лет. Ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) — всего за 10 — 20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже невозможно выделить среди других звезд.

Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время.

3. Межзвездная среда: газ и пыль

Межзвездное вещество распределено в объеме Галактики весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли сосредо­точена в слое небольшой толщины (около 200 — 300 пк) вбли­зи плоскости Млечного Пути. Местами это вещество сгуща­ется в огромные (диаметром сотни световых лет) облака, ко­торые загораживают от нас расположенные за ними звезды. Именно такие облака наблюдаются как темные промежутки в Млечном Пути (см. рис. 6.1), которые долгое время счита­лись областями, где звезд нет, а потому через них можно за­глянуть за пределы Млечного Пути.

Самое большое и близкое к нам облако вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Оно показано на картах звездного неба (см. «Школьный астрономический ка­лендарь»).

Свет звезд рассеивает и поглощает космическая пыль, частицы которой по своим размерам сравнимы с длиной све­товой волны. Частицы такого размера сильнее поглощают более коротковолновое излучение в сине-фиолетовой части спектра; в длинноволновой (красной) его части поглощение слабее, поэтому наряду с ослаблением света далеких объектов наблюдается их покраснение. Пылинки имеют различ­ный химический состав (графит, силикаты, лед и т. п.) и довольно вытянутую форму.

В облаках концентрация частиц составляет всего несколько десятков атомов на 1 см³. В пространстве между облаками она по крайней мере в 100 раз меньше, чем в облаках. Масса пыли составляет всего несколько процентов массы межзвездного вещества, состоящего в основном из молекулярного водорода с небольшими примесями других газов. Но даже столь малое содержание пыли при тех огромных расстояниях, которые проходит свет от далеких звезд, вызывает его значительное ослабление. В среднем оно составляет 1,5 звездной величины на 1000 пк, а в обла­ках может достигать 30 звездных величин. Сквозь такую за­весу излучение в оптическом диапазоне практически не проникает, что, в частности, лишает нас возможности увидеть ядро Галактики, которое можно изучать, только принимая его инфракрасное и радиоизлучение. Таким об­разом, межзвездное поглощение света значительно ослож­няет изучение структуры Галактики и расположения в ней звезд.

Вторая сложность заключается в том, что более полови­ны межзвездного вещества в Галактике составляет нейтраль­ный водород, который не светится сам и не поглощает свет. Сведения о его распределении в Галактике были получены благодаря радиоастрономическим исследованиям, при кото­рых удалось использовать особенности строения атома водо­рода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома имеет два подуровня. При переходе с одного из них на дру­гой происходит испускание кванта с частотой, соответствую­щей длине волны 21 см. В каждом отдельном атоме такой пе­реход происходит в среднем один раз за 11 млн. лет, но благо­даря тому, что водород составляет основную массу вещества Галактики, радиоизлучение на волне 21 см оказывается до­статочно интенсивным (рис. 6.4).

Именно по радиоизлучению водорода были выявлены спиральные ветви, вдоль которых он сконцентрирован (рис. 6.5). Спиральная структура в галактическом диске прослеживается, хотя и не так надежно, по другим объектам: горячим звездам классов О и В, а также светлым туманностям. Солнце находится почти посередине между двумя спиральными ветвями, удаленными от него примерно на 3 тыс. св. лет. Они названы по имени созвездий, в которых заметны их участки, — рукав Стрельца и рукав Персея. По современным представлениям, спиральные ветви являются волнами плотности, причем движутся они вокруг центра Галактики с постоянной угловой скоростью независимо от звезд и других объектов. Природу спиральных ветвей удалось выяснить, изучая не только нашу, но и другие сходные с нею галактики, о которых будет рассказано далее.

Физические условия в межзвездной среде весьма разнообразны, поэтому даже сходные по своей природе и близкие по составу газопылевые облака выглядят по-разному. Они могут наблюдаться как темные туманности, например, весьма примечательная по форме Конская Голова в созвездии Ориона (см. рис. 3 на цветной вклейке XIV). Иной вид приобретает облако, если поблизости от него находится достаточно яркая горячая звезда. Пыль, входящая в состав облака, отражает свет этой звезды, и облако выглядит как светлая туманность, спектр которой совпадает со спектром звезды. Очень горячие звезды (с температурой 20 000 — 30 000 К), которые обладают значительным ультрафиолетовым излучением, вызывают видимое флуоресцентное свечение газов, входящих в состав облака. В спектре таких облаков, которые получили название диффузных газовых туманностей, наблюдаются яркие линии водорода, кислорода и других элементов. Типичным объектом является Большая туманность Ориона, которую можно видеть в хороший бинокль.

Плотность этих туманностей очень мала — порядка 10^-18 — 10^-20 кг/м³. Тем самым астрофизика обеспечивает воз­можность изучать поведение газа в таких условиях, которые пока неосуществимы в земных лабораториях. В спектрах столь разреженных газов появляются линии излучения, кото­рые ранее никогда не удавалось наблюдать. Две яркие зеле­ные линии спектра туманностей довольно долго приписыва­лись гипотетическому, существующему только в туманностях элементу, который, по аналогии с гелием, стали называть небулием (от лат. nebula — туманность). Впоследствии выясни­лось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потеряв­шему два электрона.

Астрономы давно считали, что звезды образуются из межзвездной среды, однако обнаружить области звездообра­зования и проследить за тем, как этот процесс происходит, удалось только в последние десятилетия благодаря наблюде­ниям в инфракрасном и радиодиапазонах.

На фоне светлых туманностей нередко бывают видны темные пятна и прожилки (рис. 6.6). Так выглядят наиболее плотные и холодные части межзвездного вещества, получив­шие название молекулярных облаков, которых в настоящее время известно несколько тысяч (см. рис. 3 на цветной вклей­ке XV). Масса таких облаков может достигать миллиона масс Солнца, а диаметр — 60 пк. Большая часть из них обнаруже­на только по радиоизлучению. Именно в этих облаках, со­стоящих в основном из молекулярного водорода и гелия, про­исходит образование звезд. Как примесь в этих облаках присутствуют молекулы СО, СН₃СНО, СН₃ОН, NH₃ и многие другие.

Пыль, относительное содержание которой в облаках невелико, дела­ет их непрозрачными. Плотность молекулярных облаков в сотни раз больше плотности облаков атомарного водорода, а темпе­ратура их всего примерно 10 К (-263 °С).

Именно в таких условиях грави­тационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать неудер­жимое сжатие облака — его кол­лапс. Практически можно считать, что происходит свободное падение вещества. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжимать­ся. Этот процесс может повторяться до тех пор, пока не образу­ются фрагменты, которые вследствие высокой плотности будут непрозрачными для излучения, и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звезд принято на­зывать протозвездами (от греч. protos — первый). В процессе превращения фрагмента облака в звезду происходит колоссаль­ное изменение физических условий: температура возрастает примерно в 1 млн. раз, а плотность увеличивается в 10²⁰ раз. Продолжительность всего процесса по космическим меркам не­велика: для такой звезды, как Солнце, она составляет около 1 млн. лет.

Протозвезда еще не имеет термоядерных источников энер­гии, излучая за счет энергии, выделяющейся при сжатии. На центральную, наиболее плотную часть протозвезды продолжает падать окружающий ее газ. С ростом массы протозвезды растет температура в ее недрах, и когда она достигает нескольких мил­лионов кельвин, начинаются термоядерные реакции. Сжатие прекращается, сила тяжести уравновешена внутренним давле­нием горячего газа — протозвезда превратилась в звезду.

Согласно современным представлениям, рождающиеся звезды на определенном этапе проходят стадию звезды-кокона. Протозвезды и очень молодые звезды обычно окружены газопылевой оболочкой из того вещества, которое еще не упало на звезду. Эта оболочка делает невозможным наблюдение рождающейся звезды в оптическом диапазоне. Однако сама оболочка разогревается излучением звезды до температуры 300 — 600 К и является источником инфракрасного излучения. Таких объектов к настоящему времени обнаружено уже бо­лее 250.

Излучение звезды нагревает окружающую газовую обо­лочку и постепенно рассеивает ее полностью или только час­тично. Разлет остатков облака, разогретых родившимися в нем звездами, наблюдается в огромном комплексе облаков в Ори­оне. Этот очаг звездообразования является одним из ближай­ших к Земле и наиболее заметным. Две другие, самые близкие области звездообразования находятся в темных облаках созвез­дий Тельца и Змееносца. В отдельных случаях от оболочки-кокона остаются газопылевые диски, частицы которых обраща­ются вокруг звезд. Изображения таких объектов впервые полу­чены с помощью космического телескопа Хаббла (рис. 6.7). Вероятно, из вещества одного из таких дисков, который обра­зовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд. лет тому назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Иная форма взаимосвязи звезд и межзвездного вещества наблюдается в туманностях, которые образуются на определенных этапах эволюции звезд. К их числу относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабые телескопы они выглядят, как диски далеких планет — Урана и Нептуна (см. рис. 2 на цветной вклейке XV). Это внешние слои звезд, отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика. Эти оболочки расширяются и в течение нескольких десятков тысяч лет рассеиваются в космическом пространстве.

Туманности другого типа образуются при взрывах сверхновых звезд. Самая известная из них — Крабовидная туманность в созвездии Тельца (см. рис. 1 на цветной вклей­ке XIV). Она появилась как результат вспышки Сверхновой 1054 г. На этом месте в настоящее время внутри туманности наблюдается пульсар. Сама ажурная, состоящая из множест­ва волокон оболочка сверхновой расширяется со скоростью свыше 1000 км/с.

Взаимодействие таких оболочек с межзвездной средой приводит к появлению туманностей самой причудливой формы (рис. 6.8).

Состав вещества, теряемого звездами, отличается от первичного состава межзвездной среды. В процессе термоядерных реакций в недрах звезд происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновых образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звездами газ с повышенным содержанием тяжелых химических элементов меняет состав межзвездного вещества, из которого впоследствии образуются звезды. Химический состав звезд «второго поколения», к числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, несколько отличается от состава старых звезд, образовавшихся ранее.

В настоящее время объекты, имеющие разный возраст, по их распределению в пространстве принято разделять на ряд подсистем, образующих единую звездную систему — Галактику. Наиболее четко выделяются две: плоская (диск) и сферическая (гало). Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру Галактики в плоскости, перпенди­кулярной плоскости Млечного Пути (рис. 6.9); указаны коро­на, которая окружает эти подсистемы, центральная область Галактики, получившая название «балдж», и ее ядро, которое находится в направлении созвездия Стрельца, а также отме­чено положение Солнца.

Центр Галактики (область радиусом примерно 1 кпк) является не просто геометрическим центром нашей звездной системы, а представляет собой одну из наиболее интересных ее составных частей, которая по своим характеристикам существенно отличается от всех остальных. Особая роль ядра в любой звездной системе стала очевидной в ходе исследования других галактик. К сожалению, изучение ядра нашей Галактики значительно затруднено, поскольку оно скрыто от нас мощными газопылевыми облаками.

В центральных областях Галактики наблюдается повы­шенная концентрация звезд, расстояния между которыми здесь в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Так, в самой середине, в области радиусом всего 50 пк, сосредоточены сотни горячих звезд. Центральная часть в радиусе примерно 150 пк, помимо большого количе­ства звезд, заполнена ионизованным водородом.

Область размером 10 пк, называемая ядром Галактики, является источником радиоизлучения, внутри которого находятся красные гиганты и отдельные плотные газовые конденсации размером около 0,1 пк. Два других радиоисточника находятся дальше от центра Галактики и представляют собой молекулярные облака, в которых идет бурный процесс звездообразования. По движению звезд вокруг центра Галактики было установлено, что здесь в области размером немногим более Солнечной системы сосредоточена масса около 4 миллионов масс Солнца. Это означает, что здесь находится сверхмассивная черная дыра.

4. Движении звезд в Галактике. Ее вращение

Долгое время звезды не случайно считались «неподвижны­ми». Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астро­номы только в начале XVIII в. заметили, что координаты некоторых ярких звезд (Альдебараиа, Арктура, Сириуса) из­менились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Смещение звезд, кото­рое назвали собственным движением, было обнаружено раньше, чем удалось измерить их годичный параллакс.

Собственным движением звез­ды называется ее видимое угло­вое смещение за год по отноше­нию к слабым далеким звездам.

Смещение звезд на небе в те­чение года невелико. Однако на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звезд су­щественно сказываются на их по­ложении, вследствие чего меняют­ся привычные очертания созвез­дий (рис. 6.10).

Скорости движения в пространстве у различных звезд отличаются довольно значительно. Самая «быстрая» из них, получившая название «летящая звезда Барнарда», за год перемешается по небу на 10,8″. Это означает, что 0,5° — угловой диаметр Солнца и Луны — она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда (ее звездная величина 9,7) находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300 000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее — смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год.

В настоящее время собственные движения звезд определяют, сравнивая положение звезд на фотографиях данного участка звездного неба, полученных на одном и том же телескопе с промежут­ком времени в несколько лет или даже десятилетий. Но даже в этом случае смещение сравнительно близких звезд на фоне более далеких столь мало, что его можно определить только с помощью специальных микроскопов.

Скорость звезды в пространстве v можно представить как векторную сумму двух компонентов, один из которых направлен по лучу зрения, другой — перпендикулярно ему (рис. 6.11).

Скорость по лучу зрения (v_r) непосредственно определяется по эффекту Доплера — смещению линий в спектре звезды. Компонент скорости по направлению, перпендикулярному лучу зрения (v_τ), можно вычислить только в том случае, если измерить собственное движение звезды и ее параллакс, т. е. знать расстояние до нее. Тогда пространственная скорость звезды будет равна:

Пространственные скорости звезд относительно Солнца (или Земли) составляют, как правило, десятки километров в секунду.

Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется со скоростью около 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка не­бесной сферы, в направлении которой она движется относи­тельно ближайших звезд, называется апексом Солнца.

Анализ собственных движений и лучевых скоростей звезд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звезд воспринимается как враще­ние нашей звездной системы, которое подчиняется опреде­ленной закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, дос­тигая максимального значения на том расстоянии, на кото­ром находится Солнце, а затем практически остается по­стоянной.

Звезды, газ и другие объекты, составляющие галактиче­ский диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звездами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с, совершая один оборот примерно за 220 млрд. лет. Расстояние от Солнца до центра Га­лактики составляет 23 — 28 тыс. св. лет (7 — 9 тыс. пк). Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с ко­торой на данном расстоянии от центра Галактики движется волна уплотнения, формирующая спиральные рукава. Эта об­ласть Галактики получила название коротационной окружнос­ти (от англ. corotation — совместное вращение)/ Оказавшиеся здесь Солнце и другие звезды находятся в привилегированном положении. Все остальные звезды периодически попадают внутрь спиральных рукавов, поскольку их линейные скорости не совпадают со скоростью обращения волны уплотнения во­круг центра Галактики. Следовательно, наша планета и вся Солнечная система не испытывают на себе катастрофического влияния тех бурных процессов, которые происходят внутри спиральных рукавов. Стабильность условий, в которых возник­ла и миллиарды лет существует Солнечная система, может рас­сматриваться как один из важнейших факторов, обусловивших происхождение и развитие жизни на Земле.

Вопросы.

1. Какова структура и размеры нашей Галактики?
2. Какие объекты входят в состав Галактики?
3. Как проявля­ет себя межзвездная среда? Каков ее состав?
4. Какие источники радиоизлучения известны в нашей Галактике?
5. Чем различаются рассеянные и шаровые звездные скопления?

Упражнение 20.

Звезда, находящаяся на расстоянии 10 пк, приближается к нам со скоростью 100 км/с. Как изменится это расстояние за 100 лет?