Читать книгу - "Большое космическое путешествие - Дж. Ричард Готт"

Рис. 12.2. Карта Млечного Пути в инфракрасном диапазоне. Показано распределение звезд по всему небу, по данным проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра» (2MASS). На такой длине волны пыль почти не мешает обзору. Плоскость Млечного Пути расположена на снимке горизонтально, вдоль галактического экватора. Под плоскостью Галактики находятся Большое и Малое Магеллановы Облака. Источник снимка: фотография из астрономического атласа получена в рамках проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра», совместно выполненного учеными из Массачусетского университета и Центра обработки и анализа инфракрасных изображений при Калтехе, под эгидой NASA и Национального научного фонда

Ах, если бы в жизни все было так просто! Естественно, проще всего измерять самые яркие звезды в шаровом скоплении. Все звезды в скоплении удалены от нас примерно одинаково, поэтому самые яркие из них по определению обладают максимальной светимостью. Но они не относятся к главной последовательности; это красные гиганты, светимость которых может сильно варьироваться (чего не скажешь о цвете), поскольку, имея почти одинаковый цвет, они сильно отличаются в размерах. Вооружившись современными телескопами, мы сегодня можем наблюдать в шаровых скоплениях и существенно более тусклые звезды из главной последовательности, но в 1918 году, когда работал Шепли, имевшиеся у него в распоряжении телескопы и инструменты совершенно не позволяли этого сделать. Но Шепли ориентировался на так называемые переменные звезды типа RR Лиры. Светимость такой звезды примерно в 50 раз выше, чем у Солнца, а яркость периодически меняется.

Переменными называются звезды с непостоянной светимостью (следовательно, их наблюдаемая яркость также меняется). У переменных звезд типа RR Лиры яркость может изменяться вдвое в течение неполных суток. Такие звезды пульсируют, их радиус регулярно то увеличивается, то уменьшается. Такие переменные звезды типичны для шаровых скоплений.

Известно, что звезды находятся в равновесии под действием двух сил: гравитации, благодаря которой они не расплываются, и внутреннего давления, имеющего тепловую природу. Однако после превращения в красный гигант некоторые звезды голубеют и быстро движутся по диаграмме Герцшпрунга – Расселла. На данном этапе у них в ядре горит гелий, в оболочках горит водород, а влияние звезды на окружающую среду зависит от того, как генерируемая внутри энергия пробивается наружу. В результате внутреннее давление в звезде колеблется, меняется ее размер и, соответственно, светимость (а также яркость).

Хотя астрономы стремятся давать простые названия изучаемым объектам («красный гигант», «белый карлик» и так далее), переменные звезды – исключение из этого правила. Когда в начале XIX века астрономы впервые взялись каталогизировать переменные звезды, им давали названия по тому созвездию, в котором такая звезда находится. Первая переменная звезда была открыта в созвездии Лира, и ее назвали R Лиры; другие буквы латинского алфавита от A до Q уже были разобраны для наименования звезд других типов. Когда в Лире открыли вторую такую звезду, ее назвали, естественно, S Лиры, затем T Лиры и так далее. Но вскоре стало ясно, что так и все буквы закончатся, поэтому после Z Лиры следующую звезду назвали RR Лиры (впоследствии это название закрепилось за целым классом переменных звезд), затем SS Лиры и так далее, вплоть до ZZ Лиры. Даже этих названий не хватило, так что пришлось вернуться к AA Лиры, AB Лиры и так далее, вплоть до QZ Лиры (при этом почему-то пропустили букву J). Получается 334 комбинации, но переменные звезды встречаются еще чаще! Следующая переменная звезда, открытая в созвездии Лира, получила название V335 Лиры. На момент написания этой книги астрономы добрались до V826 Лиры. Известно много типов переменных звезд, и связанная с ними терминология действительно может показаться весьма сложной: звезды AM Гончих Псов, FU Ориона, BL Ящерицы (кстати, в последнем случае оказалось, что это не звезда, а удивительная галактика с переменным ядром), ZZ Кита. Звезды каждого класса именуются в честь того созвездия, в котором такая звезда впервые была обнаружена. Переменные-цефеиды, сыгравшие ключевую роль при изучении далеких галактик (об этом мы поговорим в главе 13), названы в честь «первой ласточки» Дельты Цефея, открытой в конце XVIII века.

Шепли воспользовался переменными звездами класса RR Лиры как стандартными свечами для измерения расстояний до шаровых скоплений. Все дело в том, что светимость любых звезд класса RR Лиры (после усреднения переменности) примерно одинакова. Измеряя (среднюю) яркость звезд типа RR Лиры в шаровом скоплении и зная их светимость, Шепли смог определить расстояние до звезды и, следовательно, до всего скопления, в котором она находится. Построив таким образом трехмерную карту звездных скоплений, он нашел центр их распределения и установил, что Солнце находится далеко от центра галактики Млечный Путь.

Выстраивать трехмерную карту звезд в плоскости Млечного Пути (а именно там расположено большинство его звезд) по тому же принципу с применением стандартных свеч оказывается значительно сложнее, поскольку мешает пыль. После огромной работы, выполненной за несколько десятилетий, мы сегодня довольно неплохо представляем себе общую структуру Млечного Пути. Большинство звезд находится в сильно сплюснутом диске диаметром около 100 000 световых лет. У этого диска нет четкого края, просто плотность распределения звезд постепенно уменьшается, когда мы удаляемся от центра. В центре диска звезды образуют сравнительно густое вздутие около 20 000 световых лет в поперечнике, по форме напоминающее картофелину; это балдж Млечного Пути. Звезды в диске образуют систему спиральных рукавов, исходящих из балджа. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, расположены в пределах нескольких тысяч световых лет от нас, в том же спиральном рукаве, что и Солнце.

Хотя Млечный Путь – спиральная галактика, мы не замечаем в небе его спиральную структуру, поскольку сами находимся в пределах диска. Спиральная структура четко проявляетя, лишь если измерить расстояния до отдельных звезд и отобразить Галактику в трехмерном виде. Если бы мы могли каким-то образом наблюдать Млечный Путь «сверху», с расстояния пары сотен тысяч световых лет, то он выглядел бы примерно как на рис. 12.3. Солнце расположено в спиральном рукаве примерно на полпути от центра (если сравнить эту схему с циферблатом – то около шести часов). Наша Галактика относится к классу спиральных галактик с перемычкой, поскольку балдж у нее продолговатый. Спиральные рукава отходят от кончиков балджа.

Вскоре после свадьбы жена стала настаивать, чтобы я больше не носил футболок в стиле «Я – яйцеголовый», которые сохранились со времен колледжа. Особенно я скучаю по футболке с изображением спиральной галактики с рукавами, а где-то на полпути к центру нарисована стрелка, подписанная «вы находитесь здесь».

Рис. 12.3. Смоделированный вид Млечного Пути сверху. Снимок предоставлен: NASA, спутник Чандра