Переменные звёзд-цефеид
Американка мисс Ливитт, сотрудница Гарвардской обсерватории, открыла в 1912 г. метод определения расстояния по цефеидам.
Существует определённый тип звёзд, разбросанных по всей Вселенной, блеск которых строго периодически то падает, то возрастает. Типичным представителем таких звёзд является δ Цефея, поэтому эти переменные звёзды называют «цефеидами».
Переменность блеска цефеид вызывается периодическими пульсациями звезды, но причины, вызывающие эти пульсации, пока неясны. Видимо, дело заключается в периодически возникающей неустойчивости в выделении энергии в недрах этих звёзд.
Изучая звёзды Магеллановых Облаков, расположенные практически на одинаковом удалении от Земли, Ливитт обнаружила, что продолжительность периода изменения блеска звёзды находится в определенной зависимости от абсолютной звёздной величины М.
Здесь речь идёт о двух гигантских звёздных системах, находящихся вне Галактики; вместе с последней они образуют тройную систему.
На самом деле Ливитт обнаружила связь видимого блеска цефеид Магеллановых Облаков с их периодами: чем ярче цефеида, тем реже она «мигает».
Но, поскольку звёзды Магеллановых Облаков удалены от Земли практически на одно и то же расстояние (размеры облаков — несколько тысяч световых лет, а удалены они от Галактики примерно на 100 тыс. св. лет), различия в их видимом блеске точно соответствуют разнице их действительного блеска. Правда, Магеллановы Облака так далеки от нас, что задача определения абсолютной величины хотя бы одной цефеиды столь трудна, что решить её удалось далеко не сразу; это привело к необходимости пересмотра шкалы внегалактических расстояний.
Продолжительность периода изменения блеска звёзды находится в определенной зависимости от абсолютной звёздной величины М — эту зависимость можно представить графически.
При равных периодах две цефеиды имеют одинаковые значения М. Если для какой-нибудь из таких звёзд можно измерить действительное расстояние при помощи тригонометрического метода, то, пользуясь соотношением периодов, найдём расстояние до всех остальных цефеид, как бы далеко они ни находились.
Здесь открывается замечательная возможность составить шкалу расстояний, годную для всех областей космоса. Все сказанное можно проиллюстрировать на простом примере.
Пусть расстояние до одной из звёзд такого рода определено тригонометрическим способом и составляет 35 св. лет, а период изменения блеска равен 4 суткам. Допустим, что другая звёзда имеет точно такой же период, но кажется слабее на 10 звёздных величин. Так как продолжительность периодов одинакова, значения М у обеих звёзд должны быть тоже одинаковыми, и различие в видимом блеске может объясняться только различием расстояний.
Так как видимый блеск отличается на m1 — m2 = 10, отношение соответствующих освещенностей должно быть равно — 10000 : 1. Поскольку причина этого различия заключается только в неодинаковых расстояниях, а освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния, вторая звёзда должна находиться в 100 раз дальше, чем первая. Следовательно, она удалена на 35-100 = 3500 св. лет.
Согласно графику на рисунке, обе звёзды в соответствии с одинаковой продолжительностью их периодов в 4 суток имеют одну и ту же абсолютную звёздную величину — 2m,7. Если любая другая звёзда имеет период 10 суток и видимую звёздную величину +1m,6, то ее абсолютная звёздная величина должна быть равна — Зm,4. Тогда мы можем по формуле рассчитать удаление этой звёзды от нас:
lg r = (m — M + 5) : 5 = 2,
откуда г = 100 пс.
Этот метод можно применять до расстояний в 50 млн. св. лет; он непригоден только для таких расстояний, на которых уже нельзя различить отдельные звёзды этого типа.
В 1952 г. вступил в строй 5-метровый телескоп обсерватории Маунт Паломар. Наблюдения на нём показали, что определение расстояний по методу цефеид приводит к систематическим погрешностям. Стало необходимо ещё раз проверить связь между абсолютной величиной и периодом цефеид.
В результате выяснилось, что все сделанные до сих пор расчеты расстояний до объектов, расположенных вне Галактики, необходимо исправить: на самом деле эти объекты находятся от нас вдвое дальше, чем мы предполагали раньше.
В СМИ публикуются сообщения о том, что при помощи космического телескопа «Хаббл» удалось определить масштабы и возраст Вселенной. На самом деле это результат исследования с помощью «Хаббл» переменных звёзд-цефеид. Но, анализируя изменения блеска этиз звёзд и используя зависимость между периодом изменения блеска и светимостью, астрономы смогли определить расстояние до исследуемых галактик.
Теперь вы видите, как кропотлива и сложна работа по определению расстояний до космических объектов, находящихся вне Галактики.