В начале месяца, европейский космический телескоп «Гайа», прислал на Землю результат трехлетней работы по картографированию нашей Галактики. Данная миссия является продолжением многовекового стремления человечества раскрыть тайну масштабов нашего мира.

В первой части данного обзора вы узнали об изобретательных методах определения расстояний в солнечной системе. Далее, я ознакомлю вас с хроникой поиска и совершенствования не менее изобретательных методов определения межзвездных и межгалактических расстояний.

«Охота на параллакс»

К концу 17 века мало кто из астрономов сомневался в истинности гелиоцентрической модели нашей планетной системы. Более того, с относительно высокой точностью стали известны параметры орбит известных планет. Земля, низведенная в ранг рядовых планет, согласно небесной механике, имела орбиту поперечником в 300 млн. км.

За 2000 лет до этого, Аристарх, рассчитывая расстояние до Солнца, получил поперечник земной орбиты в 15 млн. км. Но уже тогда сторонники геоцентризма приводили контраргументы его гелиоцентрической системе, утверждая, что при таком колебании Земли в пространстве, люди должны были заметить изменение положения ближайших звезд (звездный параллакс).

Напомню, что Аристарх парировал контраргумент, предполагая, что звезды настолько удалены от Земли, что человеческий глаз не способен заметить звездный параллакс. Изобретенный в начале 17 века телескоп значительно расширил возможности человеческого глаза, однако систематические ошибки в наблюдении и недостаточное совершенство астрономических приборов затянули «охоту» на звездный параллакс до начала 19 века.


Предсказанные модели углового параллакса звезд в зависимости от их углового наклона к плоскости эклиптики (т.е. земной орбиты).

Однако уже в этот период намечаются существенные изменения в мировоззрении научного мира. В начале 18 века Эдмонд Галлей заметил собственное движение звезд, сравнивая современные ему звездные каталоги, с древнегреческими аналогами (изменение координат некоторых звезд превосходило погрешности таблиц античности). Уже тогда ученые делали грубые оценки расстояний до звезд по их угловой скорости («чем быстрее, тем ближе»).


Перемещение Сириуса в созвездии Большого Пса в период между 170г до. н. э. и началом 18 века. Угловой путь звезды за этот период примерно соответствует 1,5 видимым лунным дискам. Смещение координатной сетки вызвано прецессией земной оси.

В конце 18 века английский астроном Уильям Гершель начал оценивать порядок удаления звезд от Солнца пропорционально их яркости. Заметив увеличение концентрации звезд в плоскости Млечного Пути, Гершель предположил, что наша звездная система имеет сплющенный вид с диаметром в 15 000 световых лет. Единица в световой год была введена Гершелем для измерения межзвездных расстояний и представляет собой путь пройденный лучом света в течение земного года (9,4 трлн. км.).

В 1837 году, в год смерти А.С. Пушкина, российский астроном немецкого происхождения Василий Струве, опубликовал свой каталог двойных звезд, в котором он впервые показал результат измерения параллакса Веги равный 0,125 секундам (угловой размер основания пирамиды Хеопса, видимый с Луны). Хотя последующие измерения и отличались от первого, Струве считается одним из первых астрономов, рассчитавший расстояние до другой звезды.

Уже в следующем году немецкий астроном Фридрих Бессель получит значение параллакса 61 Лебедя, в 0,314 секунд, чуть больше современного (0,287). В том же 1838 году, английский астроном Томас Хендерсон получит значение параллакса Альфы Центавра в 1,16 секунд (современная оценка 0,747).


Угловое движение звезды Проксимы Центавра на фоне далеких звезд. Волнообразные искажения вызваны движением Земли вокруг Солнца (изменение углового параллакса).

Пораженный работой своих коллег, английский астроном Джон Гершель (сын Уильяма Гершеля), так охарактеризует новую веху в истории астрономии: «стена, мешавшая нашему проникновению в звёздную вселенную, почти одновременно была пробита в трёх местах».

«Не думай о секундах свысока»

Масштабы были столь велики, что даже до звезды с параллаксом в 1 секунду расстояния измерялись в двух сотнях тысяч астрономических единиц (а.е. = расстоянию от Земли до Солнца). Поэтому расстояния позднее стали измеряется в параллаксах угловой секунды (сокращенно парсек), условно расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в 1секунду (угловой радиус CD-ROM диска с расстояния в 50 км). 1 астрономический парсек примерно равен 3,26 св. года.

К концу 19 века были измерены параллаксы около 100 звезд, однако внедрение фотографии в астрономию сильно упростило процесс получения звездных параллаксов. Метод, разработанный американским астрономом Шлезингером, снизил погрешность вычислений до 0,01 секунды, позволив обнаружить параллаксы почти 2000 звезд к 1924 году. Современные наземные инструменты позволяют снизить погрешность еще вдвое до 0,005 секунд. Т.е. до расстояния в 650 световых лет.


КА «Гиппарх» (слева), названный в честь знаменитого древнегреческого астронома, был способен вычислять параллаксы звезд с погрешностью в 0,001 секунду. Запущенная в 2013 году станция «Гайя» (справа) занимается вычислением параллаксов звезд нашей Галактики с точностью в миллионные доли секунды (для наименее ярких, в сотни миллионов долей секунды!). Благодаря разрешению матрицы, в 10 раз превышающее таковое у телескопа «Кеплер», станция способна обнаружить до 10 000 кандидатов в экзопланеты.

Химия цвета

Как вы заметили, метод параллаксов в конце 19 и начале 20 века был применим лишь на расстояниях в пару сотен световых лет, основная часть Галактики оставалась недосягаемой для определения параллаксов. Однако помощь пришла из лаборатории химиков. В 60ых годах 19 века астрономы уже начали применять спектрографию для определения химического состава небесных тел. Так в 1866 году был открыт элемент гелий (в спектре Солнца). Интенсивность спектральных линий так же позволяла судить о температуре фотосферы Солнца и звезд.

Итальянский астроном и священник Анджело Секки, в 1866-1877 годах создал первую спектральную классификацию звезд в зависимости от температуры, цвета и химического состава. К концу своей жизни, в 1878 году Секки разделял звезды уже на 5 классов. На смену спектральной классификации звезд Секки пришла Гарвардская (1890г), сохраняющаяся до сих пор (таблица ниже).



Звездный блеск

Еще со времен Гиппарха астрономы делили звезды на 6 классов яркости, так называемые видимые звездные величины (видимый блеск). Наиболее яркие звезды относились к первому классу, наименее яркие к шестому. При этом получалась логарифмическая шкала яркости, в которой каждая следующая звездная величина в 2,51 раза ярче предыдущей. Сегодня все объекты ярче Веги имеют отрицательные звездные величины, а изобретение телескопа расширило шкалу наименее ярких звезд далее 6-7 звездной величины.

Сравнивая параллаксы звезд с их яркостью, астрономы быстро поняли, что звезды сильно отличаются между собой по количеству излучаемой энергии (светимости). Наиболее яркие звезды небесной сферы далеко не всегда оказывались наиболее близкими. Для удобства сравнения собственной светимости звезд была введена абсолютная звездная величина, выражающая ее видимую звездную величину с расстояния в 10 парсек от звезды (32,6 св. года.).


Самая яркая звезда неба Сириус, имеет абсолютную звездную величину 1,4 (во всех спектрах излучения, так называемая болометрическая величина, видимый блеск с 10 парсек был бы на 10% ниже 1,8). Для Солнца это значение равно 4,83 (видимая 4,7). Т.е. светимость Сириуса превосходит солнечную в 25 раз.


Размеры Солнца и Сириуса на фоне звезд гигантов. Антарес почти в 1000 раз больше нашей звезды, однако, обе звезды отличаются по массе лишь в 10 раз (разница в массах Земли и Марса). У Антареса имеется звезда компаньон Антарес Б. Благодаря известным параллаксам до относительно близких двойных звезд, удалось откалибровать зависимость масса-светимость.

«Закономерность хаоса»

В 1910-1913 годах, датский астроном Эйнар Герцшпрунг и его американский коллега Генри Рассел, анализируя физические данные звезд с известными параллаксами, независимо друг от друга пришли к интригующему заключению. Составив таблицу соотношения спектра и светимости, ученые обнаружили, что звезды расположены на таблице не в случайном порядке, демонстрируя прямую связь между спектром, температурой, цветом и светимостью звезд.


На диаграмме видно, что звезды разделены на несколько групп (последовательностей). Солнце, как и большинство звезд галактики, расположено в Главной последовательности. Рассел правильно решил, что диаграмма так же отображает этапы жизни звезд.

Названная диаграммой Герцшпрунга-Рассела закономерность «цвет-светимость», позволяла по спектру звезд оценивать их светимость. Зная светимость, легко было определить абсолютную звездную величину светил с неизвестными параллаксами. Зная о видимой звездной величине на расстоянии в 10 парсек от светила (М), и сравнив ее с видимой с Земли звездной величиной (м), легко было рассчитать уже и расстояние до нее: 10 парсек * 10 в степени (м-М)/5 (так называемое сведение главной последовательности).

Основная проблема спектрального метода заключается в приблизительной оценке светимости звезд. Лучше всего для такого метода подходят звездные скопления, где погрешность измерения отчасти компенсируется большой выборкой звезд (погрешность уменьшается до 20%, сведение по главной последовательности тем точнее, чем больше выборка звезд). Тем более данный метод можно откалибровать по радиальным параллаксам близких к нам скоплений.

За кулисами Галактики

Изучая угловые скорости звезд, голландский астроном Якобус Каптейн, в 1904 году обнаружил, что звезды движутся двумя противоположными по направлению потоками, что указывало на вращение нашей звездной системы. Он же инициировал первое в истории масштабное исследование распределения звезд в нашей галактике по спектру, блеску и радиальной скорости (скорость объекта вдоль луча зрения наблюдателя).

Каптейн и английский астроном Джеймс, на основе изучения движения звезд в Млечном Пути, показали, что оно определяется не законами Кеплера. Из законов движения планет Иогана Кеплера нам известно, что орбитальная скорость объектов уменьшается по мере удаления от центра тяготения. В нашей же галактике скорость звезд этой закономерности не подчинялась. Из этого Джеймс и Каптейн пришли к выводу, что Млечный Путь обладает большой скрытой массой (начало теории темной материи).


А- распределение скорости звезд по законам Кеплера. B – реальное распределение скоростей в Млечном Пути.

Данное исследование помогло оценить степень поглощения света в межзвездном пространстве. Так, определив надежным способом расстояние до определенной звезды, а так же ее спектральный класс, можно было вычислить расстояние до более удаленной звезды аналогичного спектрального класса. Для этого учитывался эффект «межзвездного покраснения», из-за которого красная часть спектра оказывается наиболее выраженной из-за меньшего поглощения красного цвета межзвездными газами и пылью (не путать с эффектом Доплера). Аналогичный эффект наблюдается на Земле, в зените цвет солнца воспринимается как белый, краснея при приближении к горизонту.

На рубеже 30ых годов «межзвездное покраснение» позволило определить размеры нашей галактики – 100 000 световых лет в диаметре, а его центр располагался на расстоянии в примерно 30 000 св. лет.

Навигационные «свечи»

Одним из самых распространенных методов определения расстояний в нашей галактике, относится к особому классу звезд с переменной яркостью. В 1908 году, американский астроном Генриетта Ливитт, изучая переменные звезды в Малом Магеллановом облаке, обнаружила интересную закономерность. Астрономы того времени уже знали что звезды данного региона относятся к одному звездному скоплению и равно удалены от Земли. На основе этого Ливитт заключила, что период колебаний яркости переменных звезд прямо связан с их светимостью (чем больше период, тем больше светимость).

В 1913ом Герцшпрунг вывел числовую зависимость период-светимость, отождествив эти переменные со звездами из окрестностей Солнца, имевшими схожий спектр и известными как Цефеиды (по имени первой найденной звезды этого класса Дельты Цефея в конце 18 века). Чуть позже данная зависимость будет уточнена американским астрономом Шепли.


Таблица соотношения период (P) — абсолютная звездная величина (Mv, среднее значение за период) для цефеид.

В конце 20ых годов, другой американский астроном Эдвин Хаббл, обнаружив цефеиды в туманности М31 созвездия Андромеды, впервые доказал что данная туманность на самом деле является отдельной галактикой.


Старый снимок цефеид в галактике М 31, выполненный Эдвином Хабблом (внизу справа), на фоне современного снимка этих же цефеид одноименным орбитальным телескопом.

«Цефеиды у них не той системы»

К середине 20 века научный мир столкнулся с парадоксом гигантского Млечного Пути. Все изученные галактики, до которых удалось определить расстояние по цефеидам (дальность обнаружения до 10 млн. св. лет) оказались значительно меньше нашей. Даже колоссы среди эллиптических галактик, будучи крупнее любой другой спиральной галактики, все равно оказывались меньше нашей. В 1952 году, немецкий астроном Вальтер Бааде, работавший в США, сравнивая размеры газопылевых туманностей в нашей галактике, а так же близких к нам спиральных галактик, предложил пересмотреть шкалу межгалактических расстояний.

По предыдущим методам определения межзвездных расстояний астрономы уже заметили, что газопылевые туманности в нашей галактике имеют схожие размеры. Бааде предположил, что такие туманности в галактике Андромеды так же должны иметь аналогичные размеры. По их спектрам и угловым размерам астроном предположил, что расстояние до этой галактики надо увеличить вдвое, с 800 000 св. лет. до современных 2,5 млн св. лет, т.е. абсолютная звездная величина данного типа цефеид недооценена в 4 раза. А цефеиды, использованные для определения масштабов нашей галактики, преимущественно были те, на основе которых проводилась изначальная калибровка Герцшпрунга-Шепли и поэтому расчеты были в целом верны.

Сегодня цефеиды делятся на два типа (график ниже). Первый тип (классический, б Cep.), представляет собой старые звезды, сосредоточенные в рассеянных скоплениях. Второй тип цефеид W Девы (W Vir.) сосредоточен главным образом в шаровых скоплениях. Их светимость в 4 раза ниже классических цефеид. Применение зависимости период-светимость типа W Девы для определения расстояния до классических цефеид Андромеды и привел к ошибке первых вычислений межгалактических расстояний.




Цефеида RS созвездия Кормы пульсирует с периодом в 40 дней. Благодаря световому эху окружающей ее туманности, геометрическим способом было определенно расстояние в 6 500 световых лет, при рекордной погрешности в 1,5% (на 2008г). Такая точность очень важна для калибровки «стандартных свечей» расстояний, одними из которых являются цефеиды.

Третий тип переменных звезд с зависимостью период-светимость уже не относят к цефеидам. Это так называемые красные гиганты RR Лиры. Эти старые звезды с массой близкой солнечной превосходят его по светимости в десятки раз. Их период пульсаций обычно не превосходит сутки (у цефеид десятки и сотни дней). Менее яркие, нежели цефеиды, но более распространенные, звезды типа RR Лиры прекрасно подходят как «стандартные свечи» для определения расстояний внутри Млечного Пути.


Число различных типов переменных не ограничивается лишь цефеидами и переменными RR Лиры (обозначены зеленым цветом, как пульсирующие из за гравитационного сжатия). Розовый цвет охватывает переменные с турбулентной конвекцией внешних слоев. Переменная яркость звезд связанная с акустическими ударными волнами обозначена синим цветом.

«Отрыжка» вселенского масштаба

Несмотря на высокую яркость цефеид и звезд гигантов, их применимость в качестве стандартных свечей все же не всегда возможна. Для определения расстояния до более удаленных объектов астрофизики прибегают к помощи… звездных карликов, размером с нашу планету. Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции звезд с массой близкой солнечной. При наличии рядом с таким «трупом» стареющей звезды-компаньона, белые карлики превращаются в «зомби», поглощая газы из раздувающихся внешних слоев соседа. В определенный момент белый карлик достигает критической массы, при которой происходит масштабная термоядерная детонация углерода – взрыв сверхновой звезды.

Такой тип сверхновых относят к классу Ia, в их спектрах нет линий водорода, но сильны линии кальция.



В момент взрыва класса Ia белые карлики достигают одинаковой критической массы (предел Чандрасекара) и соответственно обладают очень близкими значениями светимости (за исключением типа Iax). А как мы уже знаем, объекты с известной светимостью являются отличными стандартными свечами для определения космических расстояний (в пределах 170 млн. св. лет). Схожий процесс приводит к появлению «новых» звезд (класс Q), однако данный тип «взрывающихся» белых карликов в сотни раз тусклее сверхновых, и не связан с углеродной детонацией при достижении предела Чандрасекара (как у типа Ia).


Термоядерный взрыв белого карлика в галактике М82 (класс Ia), 2014г. Сверхновые очень редко наблюдаются в галактиках, повернутых к нам ребром из-за поглощения света газом и пылью в плоскости спиральной галактики. Однако такой угол зрения лучше всего подходит для определения расстояний по методу Тайлера-Фишера: по ширине спектральных линий водорода определяется темп вращения диска (эффект Доплера), позволяющий судить о массе звездной системы. Далее расстояние определяется по соотношению „масса-светимость“ для спиральных галактик. В данном случае галактика М82 позволила откалибровать одновременно два метода определения расстояний.

В крупных галактиках сверхновые взрываются с частотой в раз/30-70 лет. Примерно треть из них относятся к типу Ia. Типы Ib/c так же не имеют в спектре линий водорода, однако в них слабы линии кальция и появление таких сверхновых провоцируется гравитационным коллапсом погибающей массивной звезды (видео ниже). Та же природа и сверхновых типа II, однако, в отличие от Ib в их спектрах сильны линии водорода. Расстояния по сверхновым классов Ib,Ic, II-L и новым звездам Q, главным образом оценивается по темпам убывания яркости при достижении максимального видимого блеска.



«Красное далёко»

В 1929 году, начав определять межгалактические расстояния, Эдвин Хаббл обнаружил, что доплеровское красное смещение спектров галактик, найденное его коллегой и соотечественником Слайфером в 1912 году тем заметнее, чем больше расстояние до данной галактики (закон Хаббла). Как мы знаем Хаббл начал определять расстояния на основе неверной калибровки цефеид, и поэтому выведенным им коэффициент ускорения разбегания галактик пропорционально расстоянию (постоянная Хаббла) был слишком завышен.

Сегодня закон Хаббла интерпретируется космологическим красным смещением спектров галактик из-за расширения Вселенной. Эффект Доплера при этом вызван расширением пространства в котором распространяется световая волна, а не собственно движением самих галактик. Парадоксально, но космологическое красное смещение начинает ощутимо проявляться на больших расстояниях, чем те которыми оперировал Хаббл, поэтому его закон изначально был выведен на основе ошибок интерпретации наблюдения.



Определение точной величины постоянной Хаббла (H=67км/с/(Мпк), меняется со временем, однако она одинакова во всех точках вселенной) позволяет определять расстояния до галактик на удалении от миллиарда световых лет и дальше. Для этого космологическое красное смещение в спектрах (z) сравнивают с соотношением скорости света к постоянной Хаббла.

Как сказано выше скорость удаления галактик (расширения пространства между нами) тем существеннее, чем больше расстояние. На расстоянии в миллиарды световых лет эта скорость такова, что галактика успевает увеличить расстояние в разы, за время пути световой волны. К примеру, свет из галактики Андромеды прилетает к нам за 2,5 млн. лет, за это время сама галактика приближается к нам «лишь» на 1000 св. лет. Поэтому мы можем сказать что видимое (аберрационное, Dt) расстояние до М31 практически тоже, что и реальное (сопутствующее, Dc).



Иначе дело обстоит со значительно удаленными галактиками. Аберрационное (Dt) и сопутствующее (Dc) расстояния примерно совпадают до расстояния в 2 млрд. св. лет, и сильно расходятся при превышении данного масштаба. В популярной литературе чаще используется значение аберрационного расстояния, именно оно имеется в виду, когда расстояние до наиболее удаленных объектов вселенной исчисляется в 13 млрд. св. лет, тогда как сопутствующее расстояние (на которое удалился объект за время пути световой волны) определяется в десятки миллиардов световых лет.

К истокам.

Очевидно, что верность принятой шкалы космологических расстояний прямо зависит от точности определения постоянной Хаббла. Значение данной постоянной в свою очередь зависит от калибровки различных способов определения расстояний в пределах местной группы галактик. Наиболее точным методом определения расстояний до местных галактик остается соотношение период-светимость старых добрых цефеид (телескопу Хаббла часто приходится искать цефеиды у близких галактик).

Активно продолжается работа и по калибровке расстояний до цефеид в пределах нашей Галактики и ее спутников, в частности Магеллановых Облаков (это позволит уточнить зависимость период — светимость). Так, в последнее время найдено изменение соотношения период-светимость с возрастом цефеид, а так же необходимость учитывать потерю ими массы. Так что очень важное значение для космологии и теоретической физики имеет точная калибровка расстояний в нашей Галактике, помочь в котором может развитие знаний о эволюции звезд (совершенствование таблицы Герцшпруга Рассела).



Ключевую роль в масштабировании нашей галактики играют космические картографы вроде „Гиппарха“ и все еще работающей „Гайи“, на днях приславшей своим создателям огромную базу данных объектов Млечного Пути (видео выше): позиции более чем миллиарда звезд, подробные параметры 2 млн. из них. Звездные каталоги стандартных свечей пополнились кривыми блеска 3 тысяч переменных звезд (цефеиды и RR Лиры).

Азбука из 26 методов определения космических расстояний, разработанных на сегодняшний день.
Эффект Доплера.
Космологическая шкала расстояний.
Переменные звезды.
Etoile variable de type RR Lyrae.
Star That Changed the Universe Shines in Hubble Photo.