Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Многое из того, что мы знаем о компонентах Млечного Пути — диске, балдже и гало, — стало известным в ходе кропотливой работы, направленной на установление точных расстояний. В третьей и шестой главах мы говорили о том, что определять расстояния до звезд в окрестностях Солнца нам прежде всего помогал метод геометрического параллакса. Как мы помним, он зависит от орбиты, по которой Земля движется вокруг Солнца, — она становится базисной линией для триангулирования расстояний до ближайших звезд. Однако, чтобы эффективно исследовать Вселенную за пределами окрестностей Солнца, астрономам пришлось обратиться к другим методам, подходящим для иных, более обширных протяженностей. В масштабах Млечного Пути лучшими ориентирами оказались звездные скопления.

Звездные скопления

Некоторые звездные скопления можно увидеть невооруженным глазом. К ним относятся Плеяды («Семь Сестер»), расположенные в созвездии Тельца (рис. 7.3); Гиады, составляющие морду быка в этом же созвездии; и двойное скопление в созвездии Персея. Если рассмотреть Млечный Путь в бинокль, вы обнаружите множество других размытых объектов, в которых при ближайшем рассмотрении в телескоп можно распознать звездные скопления. Их много в созвездиях Близнецов и Возничего, расположенных неподалеку друг от друга, и за ними легко наблюдать в бинокль и небольшие телескопы. Как и другие 110 нечетких объектов, впервые внесенные в каталог Шарля Мессье в 1784 году, эти звездные скопления обозначаются литерой M (Messier); в таких созвездиях, как Близнецы и Возничий, наиболее заметны скопления М35, М36, М37 и М38.

Рис. 7.3.Вверху: звездная карта скопления Плеяд (М45), составленная Галилеем и основанная на его новаторских телескопических наблюдениях. Внизу: современное сравнение показателей звездных цветов (B — V) и видимых звездных величин (m) в скоплении Плеяд, представленных извилистой линией, по сравнению с калиброванными цветами и абсолютными звездными величинами (M), установленными для звезд главной последовательности. Разница между видимой и абсолютной звездными величинами (m — M) известна как модуль расстояния, по которому можно рассчитать отдаленность скопления. В данном случае этот модуль равен 5,6 звездной величины, а значит, скопление отдалено на 132 парсека (475 световых лет). (Вверху: По источнику Siderius Nuncius [ «Звездный вестник»], G. Galilei, Venice, Italy, 1610. Изображение любезно предоставлено: History of Science Collections, University of Oklahoma Libraries. Внизу: на основе интерактивной программы, применимой для звездных скоплений, автор: K. Lee. Источник: Университет Небраски в Линкольне.)

Звездные скопления настолько хорошо помогают нам измерять космическую протяженность в первую очередь потому, что каждая из их звезд отдалена от нас примерно на одно и то же расстояние. А значит, изменения блеска от звезды к звезде можно рассматривать как реальные различия в их светимости. Аккуратно измерив поток света от каждой звезды, входящей в скопление, астрономы смогли построить диаграммы «цвет — звездная величина», на которых показаны звезды главной последовательности (рис. 7.3). Сравнив их с «аналогами» из полностью откалиброванной подборки ближайших звезд, можно определить модуль расстояния того или иного скопления (m — M) и его соответствующую отдаленность (см. подпись к рис. 7.3). Этот важный метод известен как подгонка к главной последовательности.

Начав с ближайших скоплений, таких как Плеяды и Гиады, астрономы применили аналогичный подход к определению расстояний до звездных скоплений на значительной части диска, а также в пределах гало. Эти оценки стали важнейшим «каркасом», на основе которого были построены модели, уточняющие общее строение Млечного Пути (как показано на рис. 7.1).