Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Рис. 7.4. Составная диаграмма «цвет — звездная величина» для заметных звездных скоплений в диске Галактики. Для двойного звездного скопления в созвездии Персея характерна «густонаселенная» главная последовательность; в ней есть и горячие недолговечные звезды класса В, что указывает на молодой возраст скопления — около 107 лет. А вот в главной последовательности Плеяд уже нет столь горячих звезд с высокой светимостью, значит, скопление старше — ему 108 лет. У Гиад главная последовательность усечена еще сильнее, а возраст скопления — 109 лет. (По источнику: The Milky Way, B. J. Bok and P. F. Bok, 5th edition, Harvard University Press [1981], со ссылкой на источник: H. L. Johnson and A. R. Sandage, Astrophysical Journal, vol. 121 [1955], pp. 616–627.)
Такое впечатление, что условия в диске неблагоприятны для сохранения целостности звездных скоплений. Вероятно, рассеяние их родительских облаков и сближение с другими звездными скоплениями и газовыми облаками привело к тому, что большинство этих звездных коллективов подверглись гравитационным возмущениям и, в конечном итоге, рассеялись. Многие астрономы считают, что Солнце и Солнечная система родились как часть довольно большого скопления, однако за 4,6 млрд лет, прошедших с момента его образования, оно распалось. И сейчас мы, по всей видимости, живем в одной из многих осиротевших солнечных систем, скитающихся по диску, — и живем, как странники среди других странников.
Условия в гало гораздо более благоприятны для пребывающих там шаровых звездных скоплений. Их орбиты, по большей части, проходят вдали от переполненного диска, и шаровые скопления могут находиться в гало гораздо дольше без каких-либо провокаций. Аналогичные методы датирования показали, что шаровые скопления очень древние: их возраст составляет 11–13 млрд лет. Это нижний предел возраста самого Млечного Пути и всей галактической Вселенной.
Суперзвезды
В шестой главе мы упоминали, что в окрестностях Солнца преобладают тусклые красные звезды, которые можно увидеть только в телескоп. А вот на ночном небе, видимом невооруженным глазом, господствуют суперзвезды — светила настолько яркие, что их можно наблюдать с больших расстояний. Посмотрим на созвездие Ориона. Все его заметные звезды необычайно далеки от нас и ярки. Самая яркая из них — Ригель (β Ориона А) — голубой сверхгигант, отдаленный от нас примерно на 900 световых лет. Он в 79 раз больше Солнца и светит в 120 000 раз сильнее. Бетельгейзе (α Ориона) — красный сверхгигант, который, как считается, находится от нас в 520 световых годах. Хотя эта суперзвезда намного холоднее Ригеля, она настолько огромна, что ее поверхность излучает свет, как 120 000 солнц, только на более длинных волнах. Ее прямое изображение показало размер, способный вместить тысячу солнц. И более того, если бы она заменила Солнце, расположившись в центре Солнечной системы, то поглотила бы все планеты вплоть до Юпитера. Диапазон звездных размеров показан на рис. 7.5.
В отличие от ситуации со звездными скоплениями, расстояния, размеры и светимость этих отдельных суперзвезд гораздо менее определенны. Анализ звездных спектров позволил астрономам обнаружить характерные признаки, связанные со степенью «распухания» звезды. Например, у относительно компактной звезды главной последовательности имеется плотная излучающая атмосфера, давление которой ведет к формированию стремительного «роя» атомов и к соответствующему доплеровскому уширению спектральных линий поглощения. А у красного сверхгиганта, подобного Бетельгейзе, атмосфера более разрежена, и давление в ней низкое, отчего спектральные линии поглощения будут намного более узкими, чем у звезды главной последовательности с аналогичными показателями. При помощи таких спектральных характеристик астрономы распределили звезды главной последовательности, гигантов и сверхгигантов по классам светимости — таким сверхгигантам, как Бетельгейзе, был присвоен класс светимости I, а звездам главной последовательности, подобным Солнцу, — класс светимости V. Эти классификации и дополнительные сведения о том, какие наблюдаемые свойства проявляются в скоплениях у звезд эквивалентного типа, помогли оценить размеры излучающей поверхности и светимость отдельных звезд-гигантов и сверхгигантов, а также установить расстояние до них с погрешностью около 25 %.
Рис. 7.5. Сравнение размеров звезд — от красного карлика до Солнца и гораздо более крупных звезд-гигантов. (Изображение любезно предоставлено Европейским космическим агентством и космическим телескопом «Хаббл».)
Стоит признать, что ситуация непростая, но астрометрическая миссия Gaia смогла ее значительно улучшить. Этот европейский космический аппарат, запущенный в декабре 2013 года, призван измерить геометрические параллаксы и, следовательно, определить расстояния до 20 миллионов звезд с точностью лучше 1 %. Кроме того, он с точностью лучше 10 % рассчитает расстояния еще до 200 миллионов звезд — вплоть до тех, что располагаются в центре Галактики. Объединив данные о расстояниях с показателями скорости, которые тоже измерит Gaia, астрономы наконец-то смогут составить трехмерную карту звездного устроения Млечного Пути — и поймут, как все эти звезды движутся по Галактике. И, как будто этого недостаточно, ожидается, что Gaia обнаружит тысячи новых экзопланетных систем.
Переменные звезды
В пятой главе мы говорили о том, что световой поток, исходящий от нашего Солнца, непостоянен и что для Земли это может иметь потенциально серьезные последствия. В среднем светимость Солнца меняется примерно на 1 часть из 1000 (0,1 %), при этом ультрафиолетовая область солнечного спектра где-то в 15 раз более непостоянна (1,5 %). Теперь рассмотрим настоящие пульсирующие переменные, которые странствуют по Млечному Пути. Впервые их заметили в начале XVII века. Их еще называют физическими переменными звездами. Они имеют всевозможные размеры, цвета и светимость (рис. 7.6). (Периодические изменения блеска происходят и у затменно-двойных звезд, когда одна из них проходит перед спутницей. Эти системы необходимы для определения звездных масс [см. гл. 6], но здесь мы их рассматривать не будем.)
Степень изменений у физических переменных звезд может варьироваться от нескольких десятков или сотен процентов (у переменных типа RR Лиры) до нескольких миллионов процентов (у мирид — переменных типа Миры в созвездии Кита). Кроме того, периоды изменения блеска
