Читать интересную книгу Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уоллер Уильям

В отличие от ситуации со звездными скоплениями, расстояния, размеры и светимость этих отдельных суперзвезд гораздо менее определенны. Анализ звездных спектров позволил астрономам обнаружить характерные признаки, связанные со степенью «распухания» звезды. Например, у относительно компактной звезды главной последовательности имеется плотная излучающая атмосфера, давление которой ведет к формированию стремительного «роя» атомов и к соответствующему доплеровскому уширению спектральных линий поглощения. А у красного сверхгиганта, подобного Бетельгейзе, атмосфера более разрежена, и давление в ней низкое, отчего спектральные линии поглощения будут намного более узкими, чем у звезды главной последовательности с аналогичными показателями. При помощи таких спектральных характеристик астрономы распределили звезды главной последовательности, гигантов и сверхгигантов по классам светимости — таким сверхгигантам, как Бетельгейзе, был присвоен класс светимости I, а звездам главной последовательности, подобным Солнцу, — класс светимости V. Эти классификации и дополнительные сведения о том, какие наблюдаемые свойства проявляются в скоплениях у звезд эквивалентного типа, помогли оценить размеры излучающей поверхности и светимость отдельных звезд-гигантов и сверхгигантов, а также установить расстояние до них с погрешностью около 25 %.

Рис. 7.5. Сравнение размеров звезд — от красного карлика до Солнца и гораздо более крупных звезд-гигантов. (Изображение любезно предоставлено Европейским космическим агентством и космическим телескопом «Хаббл».)

Стоит признать, что ситуация непростая, но астрометрическая миссия Gaia смогла ее значительно улучшить. Этот европейский космический аппарат, запущенный в декабре 2013 года, призван измерить геометрические параллаксы и, следовательно, определить расстояния до 20 миллионов звезд с точностью лучше 1 %. Кроме того, он с точностью лучше 10 % рассчитает расстояния еще до 200 миллионов звезд — вплоть до тех, что располагаются в центре Галактики. Объединив данные о расстояниях с показателями скорости, которые тоже измерит Gaia, астрономы наконец-то смогут составить трехмерную карту звездного устроения Млечного Пути — и поймут, как все эти звезды движутся по Галактике. И, как будто этого недостаточно, ожидается, что Gaia обнаружит тысячи новых экзопланетных систем.

Переменные звезды

В пятой главе мы говорили о том, что световой поток, исходящий от нашего Солнца, непостоянен и что для Земли это может иметь потенциально серьезные последствия. В среднем светимость Солнца меняется примерно на 1 часть из 1000 (0,1 %), при этом ультрафиолетовая область солнечного спектра где-то в 15 раз более непостоянна (1,5 %). Теперь рассмотрим настоящие пульсирующие переменные, которые странствуют по Млечному Пути. Впервые их заметили в начале XVII века. Их еще называют физическими переменными звездами. Они имеют всевозможные размеры, цвета и светимость (рис. 7.6). (Периодические изменения блеска происходят и у затменно-двойных звезд, когда одна из них проходит перед спутницей. Эти системы необходимы для определения звездных масс [см. гл. 6], но здесь мы их рассматривать не будем.)

Степень изменений у физических переменных звезд может варьироваться от нескольких десятков или сотен процентов (у переменных типа RR Лиры) до нескольких миллионов процентов (у мирид — переменных типа Миры в созвездии Кита). Кроме того, периоды изменения блеска зависят от спектральных классов звезд. Скажем, переменные типа RR Лиры — это гиганты класса А; у них периоды пульсаций длятся от нескольких часов до нескольких дней. Переменные типа δ Цефея, или цефеиды, — это гиганты и сверхгиганты классов F — K; периоды пульсаций у них занимают от нескольких дней до нескольких месяцев. Мириды, также известные как долгопериодические переменные, — это красные гиганты, которые близки к концу своей жизни. Этим нестабильным звездам требуются месяцы или годы, чтобы медленно, но радикально изменить свою светимость.

Рис. 7.6. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, на которой показаны некоторые из многих типов физических переменных звезд. Полосу нестабильности занимают звезды, которые пульсируют на резонансных частотах, откликаясь на внутренние возмущения. (По источнику: Discovering the Essential Universe, N. F. Comins, 3rd Edition, W. H. Freeman [2006].)

«Бродячий цирк» пульсирующих переменных поражает своим разнообразием. В его «красном» конце, где располагаются переменные с низкой светимостью, присутствуют вспыхивающие звезды класса М. Их масса мала, а их вспышки ассоциируются с магнитными бурями в звездной атмосфере. Несколько более высокой светимостью обладают переменные типа Т Тельца, очень молодые звезды, которым еще предстоит занять свое место на главной последовательности. Их светимость сравнительно выше, поскольку эти «звездные младенцы» еще излучают гравитационную энергию, высвобожденную во время их формирования. Изменения в звездах типа Т Тельца происходят без какой-либо периодичности и носят очень бурный характер, что, опять же, приписывают магнитным возмущениям в их атмосферах.

При более высоких светимостях полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела отходит от главной последовательности вверх, к ветви сверхгигантов. В этой области диаграммы, рядом с диагональю, демонстрирующей взаимосвязь температур звездной поверхности и светимости, располагаются переменные типа RR Лиры и цефеиды. Внутренние условия в звездах, занимающих эту полосу, приводят к динамической нестабильности, когда определенные слои то сдерживают, то высвобождают энергию, которая исходит из нижележащих слоев. Действие этого излучающего «клапана», или каппа-механизма, приводит к тому, что внешние слои звезды в прямом смысле вздымаются и опадают, а в унисон с их движениями периодически возрастают и уменьшаются и температура поверхности, и светимость.

Переменные типа RR Лиры, которые, как правило, встречаются в шаровых скоплениях и других частях более древнего сфероидального компонента Галактики, пульсируют с достоверно установленной светимостью около 50 солнц (MV = 0,6 звездной величины). Эта характерная средняя светимость позволяет использовать их в качестве так называемой «стандартной свечи», с помощью которой астрономы могут измерить расстояния до шаровых скоплений и других галактических областей, содержащих эти звезды. Например, наблюдения за многими переменными типа RR Лиры, пребывающими в галактическом балдже, показали, что балдж — и охваченный им центр Галактики — находится на расстоянии около 27 000 световых лет от нас.

Вдоль полосы нестабильности были обнаружены два вида цефеид. «Классические», или цефеиды I типа, располагаются в диске, а цефеиды II типа, обладающие меньшей светимостью, обычно «населяют» гораздо более старые шаровые скопления, принадлежащие гало. Для сверхгигантов-цефеид I типа удалось установить критически важное соотношение, позволившее астрономам определять расстояния до звезд, которые находились далеко за пределами Млечного Пути. Наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке (одной из ближайших галактик — спутников Млечного Пути), астрономы в начале XX века выявили тесную взаимосвязь: оказалось, что у цефеид с более высокой светимостью периоды изменений длились дольше. Зависимость «период — светимость» была выверена по ближайшим к нам цефеидам, расположенным в диске Млечного Пути, и с тех пор помогает нам определять расстояния до любой галактики, если наши телескопы, разбирая ее на звезды, находят в ней цефеиды.

Наблюдая за световым потоком удаленной цефеиды от нескольких дней до нескольких недель, астроном может установить период изменения блеска звезды. Затем его можно преобразовать в светимость звезды, сравнить эту светимость с видимой звездной величиной — и вычислить, насколько далеко от нас находится звезда. Взаимосвязь периода и светимости цефеид впервые обнаружила Генриетта Ливитт в 1912 году, а в 1920-х годах Харлоу Шепли при помощи этого соотношения установил пространственное распределение шаровых скоплений в Галактике, и с тех пор мы с его помощью находим расстояния до галактик, удаленных от нас на десятки миллионов световых лет.