Глазами физика

Занимаясь анализом тысяч фотографических пластин Малого Магелланова облака, Ливитт заметила, что в определенном классе больших пульсирующих звезд (ныне их называют переменными цефеидами) четко выражена зависимость между яркостью звезды в оптическом диапазоне и временем, которое ей требуется для одной полной пульсации, известным как период звезды. Ливитт обнаружила, что чем больше этот период, тем ярче звезда. Как мы с вами убедимся, это открытие распахнуло астрономам двери к точным измерениям расстояний до звездных скоплений и галактик.

Чтобы оценить это открытие по достоинству, сначала необходимо понять разницу между яркостью звезды в оптическом диапазоне и ее светимостью. Яркость – это количество энергии на квадратный метр на секунду света, достигающего Земли. Она измеряется с помощью оптических телескопов. А светимость – это количество энергии в секунду, излучаемой астрономическим объектом.

Возьмем, например, Венеру – обычно самый яркий объект на всем ночном небе, даже ярче Сириуса, который считается самой яркой звездой нашего небосвода. Венера находится достаточно близко к Земле и именно поэтому такая яркая, но у нее практически отсутствует внутренняя светимость. Она излучает довольно мало энергии по сравнению с Сириусом – мощным горнилом, вдвое массивнее Солнца с примерно в двадцать пять раз большей светимостью. Светимость объекта многое говорит о нем астрономам, но проблема в том, что у нас не было надежного способа ее измерения. Яркость можно измерить, потому что она видима; светимость измерить невозможно. Для этого необходимо знать как яркость звезды, так и расстояние до нее.

Используя методику под названием статистический параллакс, Эйнар Герцшпрунг в 1913 году и Харлоу Шепли в 1918-м сумели преобразовать значения яркости, полученные Ливитт, в светимость. А предположив, что светимость цефеиды с заданным периодом в Малом Магеллановом облаке такая же, как и у цефеиды с тем же периодом в другом месте, они получили способ вычислить соотношение светимости всех цефеид (даже не входящих в Малое Магелланово облако). Я не буду подробно останавливаться на данном методе, поскольку это потребует довольно глубокого погружения в технические детали, но отмечу, что выявление взаимосвязи между светимостью и периодом звезды стало важнейшей вехой в деле измерения расстояний до звезд. Зная светимость звезды и ее яркость, вы можете вычислить, на каком расстоянии от Земли она находится.

Кстати, диапазон светимости цефеид довольно велик. У цефеиды с периодом в три дня светимость приблизительно в тысячу раз больше светимости Солнца, а при периоде в тридцать дней превышает данный показатель Солнца почти в тринадцать тысяч раз.

В 1923 году великий астроном Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в галактике Андромеды (также известной как M31), благодаря чему вычислил, что расстояние до нее составляет около 1 миллиона световых лет – результат, повергший в шок немало астрономов. Многие, в том числе Шепли, утверждали, что вся Вселенная, включая M31, входит в наш собственный Млечный Путь. Хаббл же показал, что на самом деле она практически невообразимо от нас далека. Но это еще не все – если выполнить поиск в интернете, то можно обнаружить, что галактика Андромеды находится от нас на расстоянии 2,5 миллиона световых лет.

Это и есть яркий пример неизвестного неизвестного. При всей своей гениальности Хаббл допустил систематическую ошибку. Он основывал свои расчеты на известной светимости звезд, которые впоследствии стали называть цефеиды типа II, хотя на самом деле наблюдал разновидность цефеид с примерно в четыре раза большей светимостью, нежели думал (позже их назвали цефеиды типа I). Астрономы обнаружили разницу только в 1950-х годах и поняли, что измерения расстояний в предыдущие тридцать лет давали искаженный результат – имела место серьезная систематическая ошибка, из-за которой размер известной Вселенной был преувеличен в два раза.

В 2004 году, по-прежнему используя метод цефеид, астрономы измерили расстояние до галактики Андромеды, получив 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет. В 2005-м другая группа ученых измерила это же расстояние с помощью метода двойных затменных звезд, получив результат 2,52 ± 0,14 миллиона световых лет, то есть около 24 квинтиллионов километров. Эти два измерения отлично согласуются друг с другом. Тем не менее погрешность составляет примерно 140 тысяч световых лет (около 1,3 × 10¹⁸ км). А ведь эта галактика по астрономическим стандартам – наш ближайший сосед. Представьте себе, какова тогда погрешность при измерении расстояний до других, более удаленных галактик.

Теперь вы понимаете, почему астрономы вечно охотятся за так называемыми стандартными свечами – объектами с известной светимостью. Они позволяют оценивать расстояния, применяя разные остроумные способы наподобие мерной рулетки для космоса. И они играли жизненно важную роль в создании того, что мы сегодня знаем как астрономическую лестницу расстояний.