Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Пекка Теерикор

Рядом с широко известным созвездием Кассиопея находится созвездие Цефей. На рис. 20.6 легко отыскать четвертую по яркости звезду в этом созвездии — дельту Цефея. Она имеет блеск около четвертой звездной величины, поэтому ее можно увидеть невооруженным глазом. В действительности это яркий гигант, который регулярно меняет свой блеск с периодом в 5 суток. Некоторые звезды могут менять свою яркость нерегулярно и даже взрываться. Но мы сейчас сосредоточимся на звездах, похожих на дельту Цефея, яркость которых меняется непрерывно и регулярно с постоянным периодом. Эти «цефеиды» могут иметь периоды от одних суток до их десятков.

В чем причина их изменений? В конце XIX века русский астроном Аристарх Белопольский (1854–1934) заметил, что одновременно с изменением блеска меняется и длина волн спектральных линий. Используя эффект Доплера, можно определить, что поверхность звезды находится в постоянном движении — вперед и назад со скоростью до 100 км/с. Эти пульсации стали общепринятым объяснением природы цефеид после того, как Артур Эддингтон сформулировал математическую теорию пульсирующих звезд.

Рис. 20.6. (а) Звезда дельта в созвездии Цефей послужила прототипом переменных звезд-цефеид, (б) Ее блеск меняется с периодом, немного превышающим 5 суток. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Этот английский астроном умер в возрасте всего 21 года, простудившись во время наблюдений.

В 1908 и 1912 годах Генриетта Суон Ливитт опубликовала в обсерватории Гарвардского колледжа свое исследование переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке. Эта куча звезд, звездных скоплений и туманностей была сфотографирована на Гарвардской станции в Перу. Изучив фотопластинки, Ливитт обнаружила там 2400 переменных звезд. Для некоторых из этих звезд она смогла определить период переменности, построив график зависимости их блеска от времени. Ливитт заметила, что чем длиннее период, тем ярче звезда в своем нормальном состоянии, А поскольку все звезды Малого Магелланова Облака находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, истинная светимость и период ее переменности у звезд типа дельты Цефея должны быть тесно связаны (рис. 20.7).

Рис. 20.7. (а) Генриетта Ливитт (1868–1921) обнаружила связь между светимостью и периодом переменности цефеид: чем ярче цефеида, тем медленнее она изменяет свою яркость. (б) К построенному ею в 1912 году графику мы добавили обозначение осей. Отметим, что диапазон периодов простирается от нескольких суток до более чем сотни суток. Фото: Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд.

Обнаруженная связь открыла новый путь для определения расстояний: измерив период цефеиды, можно определить ее светимость, то есть истинную мощность излучения. Затем нужно просто сравнить это значение с видимым блеском звезды и вычислить расстояние. Например, если период равен 10 суткам, то цефеида светит в 2000 раз мощнее Солнца. Простые вычисления показывают, что эта цефеида, если ее видимый блеск равен шестой звездной величине (на пределе доступности для невооруженного глаза), находится на расстоянии 800 пк (2600 световых лет) от нас.

Но расстояние до Малого Магелланового Облака не было известно, поэтому Ливитт не могла определить, какую светимость имеют цефеиды. В 1913 году Эйнар Герцшпрунг предложил способ откалибровать этот новый метод измерения расстояний. Он использовал несколько цефеид нашей Галактики, для которых ему удалось вычислить среднее расстояние методом Каптейна. Подобное исследование провел и Харлоу Шепли. Цефеиды оказались очень яркими звездами, мощность излучения которых от 100 до 10 000 раз больше, чем у Солнца. Эти «стандартные свечи» дали новый способ определения расстояний и исследования не только Галактики, но и других, более далеких звездных систем.

Американский астроном Харлоу Шепли (1885–1972) сместил Солнце из центра Галактики, куда ранее поместили его подсчеты звезд. Путь Шепли в науку оказался извилистым. В своих мемуарах он рассказал, что сначала хотел поступить в университет штата Миссури, чтобы изучать журналистику, но начало этого курса отложили на следующий год. Не желая терять время попусту, он решил пока послушать какой-нибудь другой курс и начал листать расписание лекций в университете. Первым предметом, название которого он смог произнести, оказалась астрономия. Вот так и решилась его судьба.

В 1914 году Шепли начал работать в обсерватории Маунт-Вилсон, которая обладала тогда крупнейшим в мире телескопом (1,5 м). Шепли занялся изучением цефеид в шаровых звездных скоплениях, чтобы использовать их для определения расстояний. Что такое шаровое звездное скопление? Большинство звездных скоплений — это не очень плотные группы из нескольких сотен звезд, например Плеяды в созвездии Телец. Но шаровые скопления совсем другие: они имеют сферическую форму, и число звезд в них может превышать миллион. В их центре изображения звезд сливаются и образуют ровно светящуюся туманность (рис. 20.8).

Рис. 20.8. Известны два типа звездных скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления более распространены. В них довольно молодые звезды слабее связаны друг с другом взаимным притяжением. Здесь представлено рассеянное скопление Плеяды («Семь сестер») в Тельце (а) и шаровое скопление омега Кентавра (б). Фото: Харри Лехто и Тапио Корхонен соответственно.

В нашей Галактике шаровые скопления крайне редки: известно немногим более сотни таких систем. Но для исследователей это очень важные объекты с нескольких точек зрения: в них содержится очень много звезд, они видны с большого расстояния и в них можно обнаружить звезды редких типов. Работая в обсерватории Маунт-Вилсон, Шепли нашел в шаровых скоплениях переменные звезды и использовал их для вычисления расстояний. Определив расстояния до дюжины скоплений, он понял, что у всех скоплений почти одинаковые диаметры. Поэтому он смог найти расстояние до остальных шаровых скоплений, используя их видимые диаметры как индикатор расстояния.

Этим методом Шепли определил расстояния уже до нескольких дюжин скоплений, а затем изобразил на рисунке их положение в пространстве, используя их расстояние и направление от Солнца. Оказалось, что шаровые скопления распределены почти сферически вокруг Галактики (рис. 20.9). В 1919 году Шепли обнародовал свои выводы: Галактика гораздо больше, чем думали ранее, исходя из подсчета звезд. Ее центр расположен не вблизи Солнца, а далеко в направлении созвездия Стрелец. «Вселенная Каптейна» — всего лишь малая часть нашей большой Галактики.

Это был смелый вывод, основанный на одном лишь классе небесных объектов. Кроме того, цефеиды стали новым индикаторомрасстояния, и люди поначалу с недоверием отнеслись к большим расстояниям, полученным Шепли. Теперь мы знаем, что эти расстояния по некоторым причинам были завышены (например, переменные звезды в шаровых скоплениях отличаются от «нормальных» цефеид), но его основная идея оказалась верной. По современным оценкам, диаметр Галактики около 100 000 световых лет, что примерно втрое меньше оценки Шепли.

Рис. 20.9. Харлоу Шепли использовал шаровые скопления для изучения структуры Галактики. На карте ясно видно, что Солнце расположено вдали от центра.

Выводы Шепли вскоре получили косвенную поддержку от результатов двух новых работ. Это были исследования движения звезд, проведенные Бертилем Линдбладом в 1921 году и Яном Оортом в 1927 году, а также наблюдения Роберта Трюмплера, показавшие в 1930 году, что в Галактике есть межзвездная пыль, которая существенно ослабляет свет.

Еще Каптейн понимал, что результаты подсчета звезд могут быть искажены поглощением света в космическом пространстве. На фотографиях, полученных Эдуардом Барнардом (1857–1923), выявилось множество темных пятен в Млечном Пути (рис. 20.10). Считалось, что свет звезд в этих направлениях поглощается каким-то веществом, собранным в облака. Но рассеяно ли это вещество и по всему остальному межзвездному пространству? Тогда уже были свидетельства существования межзвездного газа, но ничего не знали о веществе, поглощающем свет. В 1904 году Иоганнес Гартман наблюдал в спектрах двойных звезд «лишние» линии, которые не участвовали в доплеровском смещении, вызванном орбитальным движением звезд. Ясно, что эти линии возникли в газе, находящемся между звездами и нами. Но содержатся ли в этом газе пылинки?

Рис. 20.10. Пыль в Галактике может собираться в плотные облака, не пропускающие свет находящихся за ними звезд. Этот снимок получен с помощью космического телескопа «Хаббл».

Наконец в 1930 году швейцарский астроном Роберт Трюмплер (1886–1956), работавший в Ликской обсерватории, доказал, что межзвездное пространство не совсем прозрачно. Он измерил расстояния до звездных скоплений двумя способами. В одном из них использовались угловые диаметры скоплений; ранее этот метод применял Шепли для шаровых скоплений. Он дает результаты, не искаженные ослаблением света. Второй способ был основан на видимом блеске звезд в скоплениях. На определенные этим способом расстояния сильно влияет ослабление света, если оно существует. Сравнивая полученные значения, Трюмплер заметил, что второй метод дает расстояния, отличающиеся как раз на ту величину, которую можно было бы ожидать при наличии в межзвездной среде поглощающего свет вещества.