… они дали самый надежный способ
определения больших расстояний.
А ведь вся история астрономии – это спор
о расстояниях. Сначала до Луны и Солнца,
затем до звезд, туманностей и галактик.
Харлоу Шепли, астроном
Этих редких звезд в нашей Галактике насчитывается всего несколько сотен. Эти звезды ритмично меняют свою яркость с периодами в несколько десятков дней. Их прототипом является звезда Альредиф — δ Цефея, к ним же принадлежит и Полярная — α Малой Медведицы.
С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до ~ 30 млн. парсек.
Звезды, сыгравшие и продолжающие играть выдающуюся роль в астрономии, звезды, раздвинувшие горизонты космоса до бескрайнего мира галактик, желтые сверх- и гипергиганты — классические цефеиды.
Цефеида SU Кассиопеи в 1411 св. годах от Земли, окруженная туманностью vdB 9.
Видны темные, поглощающие свет пылевые облака. Пыль отражает свет цефеиды, придавая vdB 9 характерную голубую окраску, типичную для отражательных туманностей.
Изображение охватывает область размером около 24 св. лет.
Сегодня цефеиды одни из самых незаменимых для астрофизиков звезд Вселенной. — Они являются «стандартными свечами», — объектами с известной светимостью, при помощи которых можно фотометрическими способами точно рассчитать расстояния в космосе.
У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.
А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики — нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей.
Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. — В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение — 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).
В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменным звездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.
Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.
Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.
Сравнивая между собой различные фотопластинки, Э.Хаббл пытался найти новые — звёзды, переживающие внезапное увеличение яркости излучения. Он нашёл несколько таких звёзд и отметил их буквой «N». Чуть позже он обнаружил, что одна из открытых звёзд в правом верхнем углу (она отмечена линиями) не является новой, а представляет из себя переменную звезду типа цефеиды. Тогда он зачеркнул «N» и написал «VAR!» (англ. variable — переменная.)
В правом верхнем углу — современный снимок с телескопа «Хаббл», сделанный почти 90 лет спустя.
Цефеиды — переменные звезды
Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество, выделяемой Солнцем энергии, изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце — это постоянная звезда.
А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.
Изменение яркости цефеиды V1 в галактике Андромеда в течение 31,4-дневного цикла.
Фото телескопа «Хаббл».
График изменения яркости этой же звезды. Хорошо заметен характерный для цефеид резкий подъем и плавный спад блеска.
Красные точки — наблюдения астрономов-любителей, желтые звезды — данные телескопа «Хаббл».
Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.
Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. — Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.
Солнце и пульсирующая цефеида в масштабе.
А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.
Карлики и гиганты
Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.
Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет.)
Теперь температуры на их поверхностях достаточно невелики, — около 6 000 градусов, что относит их к желтым и бело-желтым спектральным классам F и G (к классу G относится и Солнце).
Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют «маяками Вселенной».
NGC 4603 с 36-тью зафиксированными цефеидами. — Одна из самых дальних галактик, в которой ещё различаются отдельные звезды. (Яркие звезды с дифракционными пиками — объекты нашей Галактики.)
Находится в 108 млн. св. лет от нас. Фото «Хаббла».
Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.
Цефеиды тут не исключение — эти звезды пребывают именно в таком «смутном времени» своей жизни. — В ядре у них идет процесс выгорания гелия, при этом звезды претерпевают сложные эволюционные изменения. В зависимости от массы и возраста звезды, эти этапы нестабильности продолжаются от 10 до 350 тыс. лет. За это короткое время при пульсациях звезда выбрасывает в межзвездное пространство значительную долю своей массы и благодаря этому приходит вновь в устойчивое состояние. Можно с уверенностью заявить, что цефеидами не рождаются — цефеидами становятся.
Как однажды сказал М. Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».
Так почему же они пульсируют?
Астрофизики долго не могли обнаружить причины таких пульсаций. Ведь звезда находится в равновесии двух сил — внутреннего давления газа и силы тяжести. Если такую систему вывести из равновесия, то без притока энергии свободные колебания в ней быстро затухнут и система опять придет к равновесию. Расчеты показывают, что звезде достаточно совершить 5-10 тыс. колебаний (это около 100 лет), чтобы прийти к равновесию. Однако та же дельта Цефея, открытая ещё в 1784 году, пульсирует с неизменной силой.
Что же заставляет пульсировать звездную атмосферу, если энергия от ядерного синтеза вырабатывается глубоко в недрах, а в самой атмосфере нет источников энергии? Ведь период пульсации цефеиды — это тот важнейший параметр, зная который, можно определить расстояние до этой звезды.
У звезд наподобие нашего Солнца, — плотных карликов, перенос энергии у поверхности осуществляется за счет конвекции — простого перемешивания вещества. — Холодные слои опускаются, горячие, подогреваемые снизу энергией от ядра, поднимаются.
Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.
У гигантов же все наоборот — верхние слои разреженные и прозрачные, вследствие чего энергия выносится на поверхность за счет лучистого переноса (переизлучаясь от одной частицы к другой.)
Теперь представим себе ситуацию, когда у гиганта какой-то тонкий газовый слой в фотосфере (нижняя часть атмосферы) теряет свою прозрачность с повышением температуры. Что тогда происходит? — При сжатии звезды, излучение, идущее из ее недр к поверхности, упирается в этот малопрозрачный горячий слой. При этом энергия разогревает его ещё больше и слой, как любой нормальный газ, расширяется. Расширяясь, он охлаждается и теряет непрозрачность. Энергия вырывается наружу и теперь сила тяжести преобладает над давлением газа — звезда снова сжимается. И так по кругу.
Такой механизм пульсации звездной атмосферы получил название «клапанного механизма» (по аналогии с тепловым двигателем, где отток тепла при сжатии осуществляется при помощи клапанов.)
Другое распространенное название этого механизма — каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества в астрофизике обычно обозначают греческой буквой k (каппа).
Основную роль в этом механизме играет так называемая зона двукратной критической ионизации гелия. Это та зона, в которой в течение цикла пульсаций гелий то ионизируется до «голого» ядра, то вновь рекомбинирует до однократно ионизованного состояния. (Важным свойство гелия здесь является то, что однократно ионизированный — он намного прозрачнее, чем когда у него оторвали все два электрона.) При сжатии температура повышается и чем больше гелий нагревается, тем больше ионизируется. На это уходит энергия, которая, таким образом, задерживается в этом слое. При последующем расширении гелий рекомбинирует (присоединяет электрон и становится однократно ионизированным), энергия высвечивается и уходит из зоны наружу.
Принцип «k -механизма».
Красными стрелками обозначена энергия, идущая из недр звезды, синими — сила тяжести.
В 1950-е годы С.А.Жевакин, советский физик, развивший идею «клапанного механизма» Эддингтона, открыл тот конкретный вариант k -механизма, который ответственен за пульсации переменных звезд многих типов, в частности, цефеид, переменных типа RR Лиры и многих других.
Почему ошибся Э. Хаббл?
Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?
Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с цефеидами по морфологии кривой блеска. Астрономы обнаружили разницу только в 1940-х годах, когда стало понятно, что даже настоящие цефеиды делятся на два совершенно разных подтипа звезд: цефеиды типа I — наши классические цефеиды и цефеиды типа II или переменные типа W Девы. Светимость последних в несколько раз меньше, чем у классических. Переменные типа W Девы или цефеиды шаровых скоплений хоть и близки по характеристикам к классическим цефеидам, но имеют несколько другие параметры и периоды пульсаций.
В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде.) Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.
Сколько «ждать у моря погоды»?
Наши классические цефеиды считаются долгопериодическими переменными. Периоды их пульсаций достигают 200 дней. У цефеид типа II — до 35 дней.
Цефеиды разных периодов в галактике NGC 5584 в 70 млн. св. лет.
Фото «Хаббла» в УФ, видимом и ИК-диапазонах.
Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~100 млн. лет — порядка суток.
Яркая иллюстрация этой зависимости — наша старенькая Полярная звезда (α Малой Медведицы) возрастом 60 млн. лет и периодом 3,97 суток. В конце 1980-х гг. было замечено явное уменьшение амплитуды ее пульсаций. Ожидалось, что к середине 1990-х гг. Полярная и вовсе перестанет быть цефеидой. Если бы Полярная прекратила пульсировать, то это был бы первый обнаруженный случай прекращения пульсаций цефеиды.
Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.
Определение постоянной Хаббла
Задача определения постоянной Хаббла на сегодняшний день остается весьма острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. — Константа Хаббла указывает на скорость, с которой расширяется Вселенная, от изначального «Большого взрыва», с какой скоростью непрерывно возрастают расстояния между скоплениями галактик.
Для одного из методов измерения постоянной Хаббла требуется знать расстояния до галактик (эта величина входит в закон Хаббла). На помощь, конечно же, приходят цефеиды. Требуются звезды, расположенные в отрезке от ~12 до ~100 млн. св. лет. — На более дальних расстояниях цефеиды уже не различаются, а ближе 12 млн. св. лет в нашей Местной группе галактик над законом расширения Вселенной преобладает гравитация. Поэтому в качестве объекта исследований по цефеидам удобно использовать ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы.
Изменение блеска одной из цефеид в галактике М100, входящей в состав скопления Девы в 56 млн. св. лет.
На расстояниях превышающих ~100 млн. св. лет используют более дальнобойные «стандартные свечи» — сверхновых типа Ia, которые видны на расстоянии до ~ 1 млрд. парсек.
Калибруют их опять-таки по цефеидам той же галактики, в которой вспыхнула сверхновая.
Галактика UGC 9391 в ~ 130 млн. св. лет.
Цефеиды — красные кружки, недавно вспыхнувшая сверхновых типа Ia — голубой крестик.
Галактика NGC 3021 в 92 млн. св. лет.
Зелёными кружками отмечены цефеиды, красным — место вспышки сверхновой SN 1995al.
На данный момент постоянная Хаббла, измеренная фотометрическими методами с помощью цефеид и сверхновых, наблюдаемых с телескопа «Хаббл» составляет около 73 (км/с)/Мпк (это значит, что если два тела находятся на расстоянии в один миллион парсек (3,2 млн. св. лет), то между ними происходит расширение пространства с таким темпом, что наблюдателю на одном из тел кажется, будто другое тело удаляется от него со скоростью 73 километров в секунду.)
Это больше на 7-8 %, чем определено по параметрам реликтового излучения — 67,4 (км/с)/Мпк. Причины такого большого расхождения пока неясны и точное значение постоянной Хаббла пока опять остается под вопросом.
Однако фотометрические данные со спутника «Gaia» дают результаты в 69 км/с/Мпк. Так что же, данные с телескопа «Хаббл» неверны? — Не будем забегать вперед. Более точные выводы можно будет сделать после публикации третьего каталога «Gaia», в котором будет учтена переменность самих цефеид.
Ну и в заключение, давайте полюбуемся на самую красивую цефеиду Млечного Пути — RS Кормы в окружении своей туманности.
Звезда в десять раз массивнее Солнца и приблизительно в 15 тысяч раз ярче.
Благодаря окружающей звезду отражательной туманности был обнаружен астрономический феномен – эффект светового эха. Этот эффект очень похож на звуковое эхо. Во время вспышки, какая-то часть света сразу доходит до глаз наблюдателя, а какая-то часть задерживается в веществе туманности и достигает его спустя некоторое время. Из-за этого возникает геометрическая иллюзия того, что газовое облако расширяется со сверхсветовой скоростью. Эффект светового эха позволил в 2008 году очень точно измерить расстояние до RS Кормы — 6 500 св. лет.
Световое эхо цефеиды RS Кормы.
Автор: GreenRediska
