Рис. 12.1. Млечный Путь над обсерваторией Серро-Тололо. Так выглядит ночное небо из Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в чилийских Андах. Под большим куполом в центре снимка расположен телескоп Виктора Бланко с диаметром зеркала 4 метра. Центр Млечного Пути находится ближе к правому краю снимка. Слева хорошо заметны Большое и Малое Магеллановы Облака – галактики-спутники Млечного Пути, – удаленные от нас примерно на 150 000 световых лет. Снимок предоставлен Roger Smith, Ассоциация университетов по астрономическим исследованиям (AURA), Национальная обсерватория оптической астрономии (NOAO), Национальный научный фонд (NSF)
Как определить светимость любой конкретной звезды? На главной последовательности прослеживается взаимосвязь между цветом звезды и ее светимостью (см. рис. 7.1). В случае, если наши измерения будут достаточно точны и позволят отыскать в шаровом скоплении звезды главной последовательности, мы сможем определить и их светимость. Сопоставив эти данные с наблюдаемой яркостью звезд по закону обратных квадратов, мы сможем узнать расстояние до шарового скопления.
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
