Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

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).

И природа, и облик звездных скоплений рождают в душе восторг. Одни из них обладают полной палитрой спектральных цветов: в них есть голубые, желтые, красные звезды; в других — только желтые и красные. Подробный анализ диаграмм «цвет — звездная величина», характеризующих скопления, позволил показать, что различное звездное население можно описать в показателях соответствующего возраста звезд (рис. 7.4). Ключ к такому описанию — определить цвет и светимость в той точке, где обрывается главная последовательность, образованная звездами скопления. Эта область на диаграмме называется точкой поворота главной последовательности; ее занимают звезды, уже близкие к тому, чтобы закончить свою нормальную жизнь и стать красными гигантами. Если в скоплении с такой точкой есть горячие голубые звезды, значит, оно относительно молодо, поскольку им еще предстоит эволюционировать, покинуть главную последовательность и в конечном счете исчезнуть. Однако, если скопление с такой точкой «населено» желтыми или красными звездами, значит, свои более горячие, голубые, яркие и массивные звезды оно уже утратило. Видя точку поворота главной последовательности, характерную для скопления, и зная установленные соотношениям цвета, светимости и времени жизни звезд — о последних мы говорили в шестой главе, — астрономы могут рассчитать, как долго живут звезды главной последовательности, совершающие этот переход, и благодаря этому вычислить возраст всего скопления. Как оказалось, большинству звездных скоплений в диске не более нескольких миллиардов лет.