Цефеиды

Цефеиды – не идеал

Однако цефеиды не идеальны для измерения космических расстояний. Они часто расположены в пыльных областях. Которые затеняют некоторые длины волн на снимках. А более отдаленные из них трудно обнаружить, потому что они слабо светятся с нашей точки зрения.

По словам Шоко Сакаи, научного сотрудника Национальной оптической астрономической обсерватории, астрономами используются и другие методы. Которые хорошо дополняют измерения расстояний до цефеид. Такие, например, как отношение Талли-Фишера. Оно использует обнаруженную корреляцию между яркостью спиральной галактики и скоростью ее вращения. «Идея состоит в том, что чем больше галактика, тем быстрее она вращается», – писал он. «Это означает, что если Вы знаете скорость вращения спиральной галактики, Вы можете определить, используя зависимость Талли-Фишера, ее внутреннюю яркость. Сравнивая внутреннюю яркость с кажущейся величиной (той, что на самом деле наблюдается – потому что чем дальше галактика, тем она становится «темнее»), можно рассчитать расстояние до нее».

Телескопы, умеющие измерять космический микроволновый фон, например телескоп «Планк», используют другой метод измерения расстояний. Он для уточнения значения постоянной Хаббла анализирует флуктуации космического микроволнового фона.

Природа переменности цефеид

Пульсация цефеиды

Цефеиды представляют собой жёлтые яркие гиганты, гиганты или сверхгиганты спектральных классов F и G, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0m и периодом 1—200 суток. Они в 103—105 раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв цефеид, что приводит к периодическим изменениям радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

Зависимость светимости от периода классических цефеид выражается формулой , где  — средняя абсолютная звёздная величина в жёлтых лучах,  — период в сутках (Feast & Catchpole, 1997, калибровка по тригонометрическому параллаксу). Существование этой зависимости объясняется тем, что для цефеид, как и для любых звёзд одного класса, существует зависимость масса — светимость (они ярче примерно на 1m звездной величины звёзд главной последовательности такой же массы), то есть цефеиды большей массы имеют большую светимость и больший период.

Чем полезны

Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости период — светимость, можно определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и расстояние до этой звездной системы.

Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически. Даже переменные типа Миры Кита, характеризующиеся довольно регулярным поведением, в точности не повторяют форму кривой блеска и продолжительность интервала между максимумами от одного цикла к следующему.

Млечный путь

Наша галактика называется «Млечный путь». Она относится к спиральному типу галактик. Солнце (вместе с Солнечной системой) движется вокруг центра галактики и является одной из её звёзд. Млечный путь представляет собой диск, в котором расположены спиральные рукава. К центру он имеет утолщение. Любой человек на достаточно тёмном небе может увидеть светлую туманную полоску, которую принято называть Млечный путь. Если смотреть невооружённым глазом на небо, то к нашей галактике относится не только эта полоса, но и все видимые вокруг звёзды. Поскольку мы находимся внутри самой галактики, то увидеть со стороны Млечный путь не можем. Внешний вид нашей галактики является предположением учёных. Человечество пока ещё не может преодолеть такие огромные расстояния. Да и в ближайшем будущем это навряд ли случится. Например, расстояние от центра нашей галактики до Солнца составляет 28000 световых лет. 

Наша галактика «Млечный путь»

Световой год – расстояние, которое проходят электромагнитные волны (свет) в вакууме за один юлианский год (год по юлианскому календарю). Это очень огромное расстояние. За одну секунду свет проходит 299 792, 458 километров (скорость света округлённо считают 300 000 км/с.). Теперь представьте количество секунд в земном году и путь, который будет пройден за это время. Такое расстояние даже в голове не укладывается. А если ещё умножить на 28000 световых лет, то цифра будет вообще невообразимая. И это ещё не край нашей галактики (не край диска галактики). Теперь вы можете понять какие огромные в космосе расстояния. Это только в пределах одного Млечного пути. Во Вселенной галактик множество. Познания человечества в этом вопросе ограничены его возможностями проникнуть вглубь Вселенной. 

В нашу галактику приблизительно входит от 100 до 400 миллиардов звёзд. Все они движутся вокруг центра Млечного пути. Один оборот Солнечной системы вокруг центра нашей галактики называют галактическим годом. Его длительность вычислить точно не представляется возможным. С большей долей вероятности она составляет от 225 до 250 миллионов земных лет. Кроме того, диск галактики не только вращается, но ещё и движется во Вселенной. Другие галактики тоже не стоят на месте. Учёные предполагают, что через несколько миллиардов лет Млечный путь и галактика Андромеда столкнутся.  

Какие звёзды называют маяками во Вселенной

Что интересно, не все светила носят такое название, а лишь цефеиды. Они обладают мощным излучением, которое в несколько тысяч раз больше солнечного.

Цефеиды — отдельный класс, представляющий небесные звезды с высокой светимостью. Причем это пульсирующие переменные, сверхгигантские светила.

Среди переменных объектов у цефеид хорошо изучили зависимость между периодом и светимостью. Что, соответственно, позволяет использовать их как стандартные свечи. Другими словами по ним определяют расстояния до космических объектов, в том числе самых отдалённых. Так, к примеру, астрономы устанавливают расстояние до других галактик.

Собственно говоря, именно поэтому цефеиды называют маяками Вселенной.

Цефеиды

Мифология

Армянская, арабская, валахская, еврейская, персидская, турецкая, киргизская

По одному из армянских мифов о Млечном Пути, бог Ваагн, предок армян, суровой зимой украл у родоначальника ассирийцев Баршама солому и скрылся в небе. Когда он шёл со своей добычей по небу, то ронял на своём пути соломинки; из них и образовался светлый след на небе (по-армянски «Дорога соломокрада»). О мифе про рассыпанную солому говорят также арабское, еврейское, персидское, турецкое и киргизское названия (кирг. саманчынын жолу – путь соломщика) этого явления. Жители Валахии считали, что эту солому Венера украла у Святого Петра.

Бурятская

Согласно бурятской мифологии, добрые силы творят мир, видоизменяют вселенную. Так, Млечный Путь возник из молока, которое Манзан Гурме нацедила из своей груди и выплеснула вслед обманувшему её Абай Гесеру. По другой версии, Млечный Путь – это «шов неба», зашитого после того, как из него высыпались звёзды; по нему, как по мосту, ходят тенгри.

Венгерская

По венгерской легенде, Аттила спустится по Млечному Пути, если секеям будет угрожать опасность; звёзды представляют собой искры от копыт. Млечный Путь. соответственно, называется «дорогой воинов».

Древнегреческая

Этимологию слова Galaxias (Γαλαξίας) и его связь с молоком (γάλα) раскрывают два схожих древнегреческих мифа. Одна из легенд рассказывает о разлившемся по небу материнском молоке богини Геры, кормившей грудью Геракла. Когда Гера узнала, что младенец, которого она кормит грудью, не её собственное дитя, а незаконный сын Зевса и земной женщины, она оттолкнула его, и пролитое молоко стало Млечным Путём. Другая легенда говорит о том, что пролитое молоко – это молоко Реи, жены Кроноса, а младенцем был сам Зевс. Кронос пожирал своих детей, так как ему было предсказано, что он будет свергнут собственным сыном. У Реи зародился план, как спасти своего шестого ребёнка, новорождённого Зевса. Она обернула в младенческие одежды камень и подсунула его Кроносу. Кронос попросил её покормить сына ещё раз, перед тем как он его проглотит. Молоко, пролитое из груди Реи на голый камень, впоследствии стали называть Млечным Путём.

Индийская

Древние индийцы считали Млечный Путь молоком вечерней красной коровы, проходящей по небу. В Ригведе Млечный Путь назван тронной дорогой Арьямана. Бхагавата-пурана содержит версию, по которой Млечный Путь – это живот небесного дельфина.

Инкская

Главными объектами наблюдения в астрономии инков (что нашло отражение в их мифологии) на небосклоне являлись тёмные участки Млечного Пути – своеобразные «созвездия» в терминологии андских культур: Лама, Детёныш Ламы, Пастух, Кондор, Куропатка, Жаба, Змея, Лиса; а также звёзды: Южный крест, Плеяды, Лира и многие другие.

Кетская

В кетских мифах, аналогично селькупским, Млечный Путь описывается как дорога одного из трёх мифологических персонажей: Сына неба (Еся), который ушёл охотиться на западную сторону неба и там замёрз, богатыря Альбэ, преследовавшего злую богиню, или первого шамана Доха, поднимавшегося этой дорогой к Солнцу.

Китайская, вьетнамская, корейская, японская

В мифологиях синосферы Млечный Путь называют и сравнивают с рекой (во вьетнамском, китайском, корейском и японском языках сохраняется название «серебряная река». Китайцы так же иногда называли Млечный Путь «Жёлтой дорогой», по цвету соломы.

Коренных народов северной Америки

Хидатса и эскимосы называют Млечный Путь «Пепельным». Их мифы говорят о девушке, рассыпавшей по небу пепел, чтобы люди могли найти дорогу домой ночью. Шайенны считали, что Млечный Путь – это грязь и ил, поднятые брюхом плывущей по небу черепахи. Эскимосы с Берингова пролива – что это следы Ворона-творца, шедшего по небу. Чероки полагали, что Млечный Путь образовался, когда один охотник украл жену другого из ревности, а её собака стала есть кукурузную муку, оставшуюся без присмотра, и рассыпала её по небу (этот же миф встречается у койсанского населения Калахари) . Другой миф того же народа говорит о том, что Млечный Путь – это след собаки, тащившей что-то по небу. Ктунаха называли Млечный Путь «собачьим хвостом», черноногие называли его «волчьей дорогой». Вайандотский миф говорит о том, что Млечный Путь – это место, где души умерших людей и собак собираются вместе и танцуют.

Финская, литовская, эстонская, эрзянская, казахская

Финское название – фин. Linnunrata – означает «Путь птиц»; аналогичная этимология и у литовского названия. Эстонский миф также связывает Млечный («птичий») Путь с птичьим полётом.

Эрзянское название – «Каргонь Ки» («Журавлиная Дорога»).

Казахское название – «Құс жолы» («Путь птиц»).

Использование цефеид в астрономии

Можно воспринимать цефеиды как маяки Вселенной. Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов в космосе. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.

Соотношение периода и светимости для цефеид

Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.

Внутренние переменные звезды

Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.

Переменная звезда класса цефеида RS Puppis

Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – Бетельгейзе.

Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.

Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.

Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.

Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости Сириусу.

Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.

Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.

Характеристика и состав

У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к Земле. Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.

Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.

На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов

Почему меняют светимость

Причина изменения светимости цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая. Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Для любой постоянной звезды можно определить скорость, с какой она движется вдоль луча зрения (лучевую скорость). У цефеид, как показали наблюдения, лучевые скорости меняются с тем же периодом, что и блеск: звезда пульсирует, и мы видим, как варьируют скорости атмосферных слоев относительно земного наблюдателя.

История

Художественная интерпретация затменной двоичной системы, включающей цефеиду

История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.

Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне

После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.

В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.

С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в Млечном Пути насчитывали больше 46000 переменных.

Цефеиды маяки Вселенной

В понимании строения «собственной» Галактики большую роль сыграли исследования туманности Андромеды. Туманные пятна на небосводе были известны давно, но их считали либо клочками, оторвавшимися от Млечного Пути, либо сливающимися в сплошную массу далекими звездами

Но одно из таких пятен, известное как туманность Андромеды, было самым ярким и привлекало к себе наибольшее внимание. Его сравнивали и со светящимся облаком, и с пламенем свечи, а один астроном даже считал, что в этом месте хрустальный купол небес тоньше, чем в других, и на Землю сквозь него льется свет Царства Божьего

Туманность Андромеды действительно захватывающее зрелище. Если бы наши глаза были более чувствительны к свету, она предстала бы нам не маленьким вытянутым туманным пятнышком, где-то в четверть лунного диска (это ее центральная часть), а образованием, в семь раз превышающим полную Луну. Но и это еще не все. Современные телескопы видят туманность Андромеды такой, что на ее площади умещается до 70 полных лун. Понять структуру туманности Андромеды удалось лишь в 20-х годах прошлого века. Это сделал с помощью телескопа с поперечником зеркала 2,5 м американский астрофизик Эдвин Хаббл. Он получил снимки, на которых красовался, теперь уже сомнений не было, гигантский звездный остров, состоящий из миллиардов звезд, другая галактика. А наблюдение отдельных звезд туманности Андромеды позволили решить еще одну задачу вычислить расстояние до нее. Дело в том, что во Вселенной существуют так называемые цефеиды переменные звезды, пульсирующие благодаря внутренним физическим процессам, изменяющим их блеск. Эти изменения происходят с определенным периодом: чем период больше, тем выше светимость цефеиды энергия, выделяемая звездой в единицу времени. А по ней можно определить и расстояние до звезды. Так, например, цефеиды, выявленные в туманности Андромеды, позволили определить расстояние до нее. Оно оказалось огромным 2 миллиона световых лет. Впрочем, это только одна из ближайших к нам галактик, которых, как оказалось, во Вселенной великое множество.

Чем мощнее становились телескопы, тем яснее очерчивались варианты строения наблюдаемых астрономами галактик, которые оказались очень необычными. Среди них есть так называемые неправильные, не имеющие симметричной структуры, есть эллиптические, а есть спиральные. Вот они-то и кажутся наиболее интересными и загадочными. Представьте себе ярко сияющую сердцевину, из которой выходят исполинские светящиеся спиральные ветви. Есть галактики, у которых ярче выражена именно сердцевина, а у других доминируют ветви. Существуют и галактики, где ветви выходят не из сердцевины, а из особой перемычки бара.

Что такое цефеиды

Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы

Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Цефеидами называют особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.

Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.

Класс звезд получил наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра ~15%.

Другие галактики

В 1923 году ещё очень молодой Эдвин Хаббл смотрел в телескоп Хукера обсерватории Маунт-Вилсон, расположенной недалеко от Лос-Анджелеса. И смотрел он на туманность Андромеды. В те времена инструмент, который использовал Хаббл, был самым мощным телескопом на планете. И он оставался таковым до 1949 года.

Хаббл обнаружил две потрясающие вещи. Во-первых, ему удалось наблюдать в галактике Андромеды отдельные звезды. Что позволяло сделать вывод, что это никакое не облако, как считалось раньше, а совокупность огромного количества очень далёких звёзд. Во-вторых, что было гораздо интереснее, Хаббл сумел измерил видимую яркость и период пульсации, находящихся в Андромеде… цефеид!

Это наблюдение в сочетании с использованием графиков соотношения пульсаций и светимости Ливитт позволило Хабблу довольно точно оценить расстояние до туманности Андромеды. Результат оказался просто ошеломляющим: около 900 000 световых лет! Это гигантское расстояние. После определения которого стало очевидно, что Андромеда не могла быть ни частью нашей Галактики, ни маленьким ближайшим спутником.

Сегодня у нас есть гораздо более точные измерения этого расстояния, чем у Хаббла. Которые оказалось даже больше, чем его оценка. Галактика Андромеды на самом деле находится в двух с половиной миллионах световых лет от нас. Глядя на неё, мы видим свет, который исходил от её звёзд задолго до того, как первые люди появились на этой планете.

Хаббл и телескоп Хукера (1922 г.). Из открытых источников.

Внешние переменные звезды

К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.

Схема затмения у бинарной звезды

Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.

Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.

В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций

Цефеиды – маяки Вселенной

Существует много видов переменных звезд. Но те из них, которые наиболее полезны для уточнения значения постоянной Хаббла, называется цефеидами. Это звезды, которые регулярно меняют свою яркость в определенном интервале. Который обычно колеблется от 1 до 100 дней. Знаменитая Полярная звезда входит в число самых известных членов этой группы. Астрономы проводят измерения расстояния до этих звезд, измеряя изменчивость их светимости.

Чем ярче выглядит цефеида с Земли, тем легче измерить расстояние до нее. Некоторые цефеиды можно увидеть с Земли. Но для получения более точных измерений лучше всего это делать в космосе.

Эдвин Хаббл смог измерить расстояния до цефеид, удаленных на расстояния до 900 000 световых лет от Земли. Поразительное достижение того времени И все они находились в пространстве, которое было относительно близким к Земле. Дальше в пространстве цефеиды слабеют и их видно все хуже. Лишь запуск в 90-х годах прошлого века космического телескопа «Хаббл» смог изменить эту ситуацию. В 2013 году появился космический телескоп «Гайя», которому удалось точно определить позиции и светимость около 1 миллиарда звезд. Его данные также помогли уточнить значение, которое имеет постоянная Хаббла.

Будущие исследования

Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь

Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.

Некоторые переменные особенно важны, например, цефеиды. Они способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. Поэтому переменные звезды способны объяснить, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.

Самая маленькая звезда

Самая яркая звезда

Самая близкая звезда

Самая массивная звезда

Самая известная звезда

Вся информация о Звездах

Песчинка в бесконечности

Итак, в 1923 году наше представление о Вселенной опять сильно изменилось. В прошлом мы уже отказались от геоцентрической модели и расширили размеры Вселенной, включив в неё Солнечную систему, а затем и Галактику. Какое-то время мы придерживались гелиоцентрической концепции. Как будто не могли смириться с тем, что не являемся какими-то особенными. Но в конце концов, мы вынуждены были смиренно признать, что наша исключительность является иллюзией.

Оказалось, что Млечный Путь – это такая же галактика, как и многие другие. И единственное, что делает её особенной – это то, что мы находимся внутри неё. Выяснилось, что туманности, которые тускло светились в ночном небе, представляют собой гигантские скопления звёзд, удалённых от нас на колоссальные расстояния. И что Вселенная на много-много порядков больше, чем мы могли себе представить.

С неизмеримо глубоким удивлением мы вдруг узнали, что наш мир – пылинка в глазах Вселенной…

Удивительные цефеиды

Теперь мы, конечно, знаем, почему эти звёзды так странно себя ведут. И сегодня, друзья мои, я постараюсь простыми словами объяснить вам суть этого процесса.

Итак, поехали.

Цефеиды – это не слишком молодые звезды. И в их недрах уже имеется значительное количество гелия. Этот гелий, как и все газы, имеет одно интересное свойство: чем более он ионизирован, тем более непрозрачен. Дело в том, что когда газ ионизирован, то есть ядра и электроны разделены, «суп» из свободно перемещающихся электронов очень эффективно поглощает свет. В то время как электроны, связанные с атомами, в этом отношении менее эффективны.

Так вот. В цефеидах происходит следующее: гелий во внешних слоях звезды в определённый момент полностью ионизируется. И становится не совсем прозрачным. При этом он очень хорошо поглощает испускаемое звездой излучение. И её яркость ослабевает. Отчего мы и видим падение её светимости. Далее происходит следующее: ионизированный гелий, поглощая излучение звезды, нагревается. И расширяется.

Когда он расширяется, он естественным образом охлаждается. И это заставляет электроны возвращаться в атомы и связываться с ними, деионизируя гелиевую плазму.

Теряя свободные электроны, плазма становится опять прозрачной. И звезда снова становится ярче!

В начале 20-го века астрономы открыли тысячи цефеид. Некоторые из них были ярче остальных, другие имели более длительные периоды уменьшения яркости, среди них были красные, белые и так далее…

Но в 1908 году, анализируя тысячи цефеид, находящихся в Большом Магеллановом Облаке, американский астроном Генриетта Суон Ливитт обнаружила, что существует связь между яркостью таких звёзд и их периодом.

Генриетта Суон Ливитт (1868–1921). Из открытых источников.

Светимость (блеск) звезд

Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.

В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью (полное количествл энергии, излучаемой по всем направлениям), и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Так например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.

где R — радиус звезды, Т — температура.

Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.

Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце». Светимости звезд оказались поразительно разнообразными, и их в нашей шеренге не сравнить ни с какой шеренгой пионеров.

Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!

Размеры в космосе обманчивы: Денеб с Земли сияет ярче Антареса, а вот Пистолет — не виден совсем. Тем не менее, наблюдателю с нашей планеты и Денеб и Антарес кажутся просто незначительными точками, по сравнению с Солнцем. Насколько это неверно можно судить по простому факту: Пистолет выпускает в секунду столько же света, сколько Солнце — за год!

На другом краю шеренги звезд стоит «S» Золотой Рыбы, видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка восьмой величины (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: —8,9.

Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.

Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней «S» Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.

Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.

Наблюдения за цефеидами

Впервые переменную звезду нашел Эдвард Пиготт 10 сентября 1784 года. Он наткнулся на Эта Орла. Через несколько месяцев Джон Гудрик находит Дельта Цефея.

В 1908 году переменные звезды исследовали в Магеллановых Облаках. Генриетте Левитт удалось найти связь между периодом и яркостью классических цефеид. Свои записи с периодами 25 переменных звезд она опубликовала в 1912 году.

Изменение яркости цефеиды V1 в Мессье 31

В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между галактикой Млечный Путь и Андромедой. Это был важный шаг, ведь до этого многие полагали, что наша галактика уникальна и дальше ничего нет. После замеров дистанции между Млечным Путем и другими галактиками, а также объединив их с красным смещением Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Хьюмасон смогли вывести закон Хаббла. То есть, они доказали, что Вселенная расширяется.

В 20-м веке ученые занимались классификацией цефеид и выводили формулы, по которым можно измерить расстояние. Этим занимался Вальтер Бааде, который в 1940-х гг. вывел разницу между классическим цефеидами и типом II, основываясь на их размере, уровне светимости и возрасте.