Каждый из нас, разглядывая перед сном узоры на висящем рядом с панцирной армейской кроватью ковре задавал себе этот вопрос – насколько велика наша галактика Млечный Путь?
И если ответ на этот вопрос учёные уже знают, то как именно им удалось это сделать? Ведь мы живём внутри! И никак не можем посмотреть на неё со стороны! Да, чудные дела, конечно.
Вы засыпаете и погружаетесь в странный сон… Учитель физики Леопольд Исакович Иванов (он же учитель астрономии) разрешает детишкам садиться за парты, вытирает ситцевым платочком свой выпуклый лоб, садится в стиральную машину, включает её и начинает свой рассказ…
«…размеры большинства космических объектов (некоторые звезды, планеты и даже другие галактики) можно вычислить, измерив их угловые диаметры. То есть воспользоваться тригонометрией, чтобы найти реальные размеры небесных тел. Просто исходя из того, насколько большими они нам кажутся.
Однако такой подход не работает для объекта, внутри которого находится наш планета.
Хитрые астрономы
Поэтому для того, чтобы установить размер нашей Галактики, первым астрономам пришлось проявить некоторую изобретательность. Они использовали для проведения подобных работ переменные звёзды. Которые астрономы называют цефеидами.
Итак. Что же такое переменная звезда-цефеида?
Если говорить очень упрощённо цефеиды — это стареющие звезды, которые «пересекают» полосу нестабильности на HR-диаграмме. Всё просто.
Диаграмма HR, также известная как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, названная по имени её создателей, отображает звезды в зависимости от температуры поверхности и светимости.
Дальше можно говорить много непонятных слов из астрофизики, но мы не будем этого делать. Такой задачи перед нами не стоит. Это нам всё знать в 4 классе пока не нужно.
Смирнов! Не крутись, пожалуйста внутри огненного шара и верни Маше уши!
Вот что важно Вам знать, дети! Только это: существует связь между средней светимостью цефеиды и периодом её пульсации.
Пульсируя в пустоте
Представьте себе колокольчик. Представили? Так вот. Маленький колокольчик звенит на высокой частоте. А крупные колокола издают звук гораздо более низкого тона. Точно так же небольшие звезды имеют более высокий «тон» в своих пульсациях (то есть пульсируют «быстро»). А более крупные звезды имеют гораздо меньший «тон» и пульсируют медленнее.
Астрономам известен и ещё один факт – существует зависимость между светимостью звёзд и площадью их поверхности (то есть радиусом и размером). Таким образом выходит, что переменная звезда-цефеида, которая пульсирует медленно, должна быть большой и, следовательно, яркой. А цефеида, которая пульсирует быстро, должна быть меньше. И, следовательно, менее яркой.
Что, Анечка? Какое это имеет значение? Сейчас объясню.
Если измерить период цефеиды, можно определить её светимость. По этой светимости можно, используя диаграмму HR, определить абсолютную звёздную величину. То есть то, насколько ярко она светит на самом деле. И сравнить её видимой звёздной величиной. То есть с тем, насколько яркой она выглядит с Земли.
Разница между этими величинами и покажет расстояние до звезды. Ведь чем она дальше от нас, тем меньше света от неё нас достигает. Всё предельно просто!
Такой подход делает переменные цефеиды чрезвычайно важным инструментом для измерения расстояний в космосе. И примерно в 1920 году американский астроном Харлоу Шепли смог использовать его для измерения размера нашей Галактики.
Шепли и галактика Млечный Путь
Шепли, в основном, был занят изучением звёздных шаровых скоплений. Как правило, они имеют довольно солидный возраст, и выглядят как плотные сферы, состоящие из звёзд.
Шепли заметил, что более половины шаровых скоплений (или, по крайней мере, те из них, которые были известны в 1920-х годах) находятся в созвездии Стрельца. Он правильно предположил, что их орбитальное движение управляется гравитацией ядра «звёздной системы». И поэтому центр звёздной системы должен находиться в направлении этого созвездия. А не вблизи нашего Солнца, как тогда считалось.
Если бы Шепли смог определить распределение этих шаровых скоплений в пространстве, он смог бы обнаружить центр их распределения — гравитационный центр звёздной системы. И для этого нужно было выяснить – как далеко от нас находятся эти скопления?
Вот тут-то и пригодились переменные цефеиды.
По причинам, которые астрономы ещё не до конца понимают, шаровые скопления содержат большое количество как старых, так и молодых звёзд. В том числе и цефеиды.
Используя соотношение период-светимость, Шепли смог рассчитать расстояние до шаровых скоплений, содержащих наблюдаемые цефеиды. Для более далёких скоплений, где цефеиды были слишком слабыми для наблюдения, он полагался на угловой диаметр скоплений, вычисляя их линейный диаметр и, следовательно, расстояние на основе известных значений более близких скоплений.
Цефеиды, которые учёный использовал для калибровки расстояний до ближайших скоплений, лежали в основном в плоскости нашей галактики. И в основном были скрыты межзвёздными пылевыми облаками. Они казались гораздо слабее, чем светили на самом деле. Калибровка расстояний до них основывалась на соотношении период-светимость. И ключевым параметром здесь является светимость.
Поэтому из-за неточностей измерений на ранней стадии расчётов калибровка оказалась очень неточной.
Ошибки, ошибки
В расчёты вкралась и ещё одна неточность. Более далёкие шаровые скопления, которые наблюдал Шепли, наоборот не были закрыты межзвёздной пылью. Именно поэтому он смог увидеть такие далёкие объекты. По этой причине самые первые оценки Шепли оказались очень неточными.
К тому Шепли был абсолютно не в курсе, что существует несколько типов переменных звёзд (и среди цефеид тоже). Что также повлияло на его оценку расстояний.
В результате своей работы Шепли оценил расстояние до галактического центра в 30 килопарсек (98 000 световых лет). Что более чем в три раза превышает современную оценку в 8,5 килопарсек (28 000 световых лет).
Но важно не это. А то, что Шепли смог показать всему миру, что Солнце не находится в центре нашей звёздной системы.
Чуть позже другие астрономы, опираясь на работу Шепли, уточнили данные о размерах нашей Галактики. И обнаружили, что она не является уникальной «звёздной системой». И что Млечный Путь – всего лишь одна из многих миллионов галактик, ранее известных как ничем не примечательные светящиеся пятна.
Итак, есть вопросы? Нет? Дети, куда же вы все подевались?