Какие звезды называют маяками вселенной почему их называют опишите эти звезды

Цефеида

Цефеиды — звезды, мощность излучения которых в десятки тысяч раз больше, чем у Солнца. Это желтые сверхгиганты, температура их поверхности в среднем примерно такая же, как и у Солнца. Интересны прежде всего тем, что светимость цефеид меняется строго периодически — от суток до месяца. В максимальном блеске типичная цефеида становится ярче на одну — две звездные величины, что соответствует увеличению мощности излучения по сравнению с минимальным блеском примерно в 2,5—6 раз.

Где их можно найти

Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной. Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд. Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).

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.

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.

Источник

Цефеиды

Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.

Переменные звезды

Полярная звезда — классическая Цефеида

Цефеиды — это особый класс регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.

Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.

Природа переменности цефеид

Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.

Материалы по теме

Полярная звезда наш верный ориентир

Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.

Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.

Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.

Происхождение названия

Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.

Физические характеристики

Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.

Типы цефеид

Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.

Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.

Значимость в астрономии

Изменение блеска звезды V1 в галактике M31

Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.

Интересные факты

Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды;
Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 млн. световых лет;
Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.

‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Цефеиды» title=»Цефеиды»>

Источник

Цефеиды — маяки Вселенной

Переменные звезды

Полярная звезда — классическая Цефеида

Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.

Природа переменности цефеид

Полярная звезда наш верный ориентир

Происхождение названия Цефеиды

Физические характеристики Цефеид

Типы цефеид

Значимость Цефеид в астрономии

Изменение блеска звезды V1 в галактике M31

Источник

Почему цефеиды называют маяками вселенной

Переменные звезды

Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их ми&#1.
093; тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.

Природа переменности цефеид

Как мы уже говорили выше, мигание или пульсац&#.

Происхождение названия

Физические характеристики

Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G.
1069;ти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной.
1054;днако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.

Типы цефеид

Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ.
1062;ефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.

Значимость в астрономии

Интересные факты

Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды;
Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 млн. световых лет;
Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.

… 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

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-ю 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 κ (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 свойством 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 «κ -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 κ -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

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 сверхновая 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.

Анатолий Павлович Кондрашов

Новейший справочник уникальных фактов в вопросах и ответах

В сказке «Алиса в Зазеркалье» – второй части знаменитой детской дилогии Льюиса Кэрролла, ныне вошедшей в классику литературы для взрослых, – есть забавное стихотворение (исполняемое Траляля, братом Труляля) о том, как Морж и Плотник, заманив доверчивых устриц на прогулку, полакомились ими. Перед тем как приступить к пиршеству, Морж пообещал устрицам потолковать с ними о множестве вещей: о башмаках, кораблях, сургуче, капусте и королях, а также о том, почему в море кипит вода и бывают ли крылья у свиней. Однако своего обещания он так и не исполнил. Обсуждению некоторых из этих тем, а также двух с половиной тысяч других посвящена книга, которую вы сейчас держите в руках.

Эта книга – не справочник и тем более не учебник, хотя и может быть полезна в качестве неформального учебного пособия старшекласснику. Главная ее задача – не столько проинформировать читателя о различных фактах, сколько вызвать интерес к той или иной области знания или сфере человеческой деятельности. Давно уже установлено, что изначально бездарных людей нет, что каждый рождается с каким-то талантом, однако слишком часто даже не подозревает о нем. И если упустить время, то, по словам Антуана де Сент-Экзюпери, «глина, из которой ты слеплен, высохнет и отвердеет, и уже ничто на свете не сумеет пробудить в тебе уснувшего музыканта, или поэта, или астронома, который, быть может, жил в тебе когда-то». Автор будет очень рад, если кто-либо из читателей данной книги внезапно поймет, что на свете нет ничего интереснее, например, биологии – или географии – или рекламного бизнеса – или политики – или астрофизики – или…

Книга эта предназначена не только школьнику, но и человеку, давно вышедшему из школьного возраста. Для последнего она – надежное средство отрешиться от повседневных забот. Вопросы и ответы дадут ему возможность задуматься о поразительном многообразии окружающего мира и об удивительной способности человека познавать его, о безграничном могуществе разума и унизительной его зависимости от нелепых предрассудков, о благородстве и низости человеческой души и о многом-многом другом.

Единственное требование к читателю этой книги – любознательность. А поскольку указанное качество присуще подавляющему большинству потомков Адама и Евы, то можно смело утверждать, что книга предназначена для очень широкого круга читателей.

АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА

В чем Иоганн Кеплер видел назначение астрологии?

Великий немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571–1630), открывший законы движения планет, действительно составлял гороскопы для влиятельных лиц. Однако нужно учесть обстоятельства его жизни, значительная часть которой была омрачена скитаниями и бедностью. Вот как он сам оценивал эту сторону своей деятельности: «Конечно, эта астрология – глупая дочка; но, боже мой, куда бы делась ее мать, высокомудрая астрономия, если бы у нее не было глупенькой дочки. Свет ведь еще гораздо глупее и так глуп, что для пользы своей старой разумной матери глупая дочь должна болтать и лгать. И жалованье математиков так ничтожно, что мать, несомненно, голодала бы, если бы дочь ничего не зарабатывала». О значимости астрологии как науки Кеплер отзывался довольно презрительно: «Астрология есть такая вещь, на которую не стоит тратить времени, но люди в своем невежестве думают, что ею должен заниматься математик». Главное назначение астрологии Кеплер определял так: «Для каждой твари Бог предусмотрел средства к пропитанию. Для астронома он приготовил астрологию».

Что философ Огюст Конт считал наиболее ярким примером такого знания, которое навсегда останется скрытым от человека, и почему он ошибался?

В 1844 году философ Огюст Конт (1798–1857) подыскивал пример такого знания, которое навсегда останется скрытым от человечества. Он остановился на химическом составе далеких звезд и планет. Конт полагал, что человек никогда не посетит их и, не имея на руках образцов вещества, навсегда лишен возможности узнать его состав. Огюст Конт выбрал на редкость неудачный пример. Всего через три года после его смерти выяснилось, что для определения химического состава удаленных объектов можно использовать спектр их излучения. Астрономическая спектроскопия позволила определить состав газовых оболочек планет Солнечной системы, химический состав Солнца, далеких звезд и галактик.

Что такое Большой взрыв и как долго он продолжался?

Согласно самой признанной на сегодня космологической модели, Вселенная возникла в результате так называемого Большого взрыва. До Большого взрыва не было пространства и времени. Лишь после Большого взрыва Вселенная начала расширяться, создавая то пространство и время в четырехмерном измерении, которое и называется «пространство – время». Так как с научной точки зрения нет смысла задавать вопрос, что было до Вселенной, в этом же смысле не надо спрашивать, что было за ее пределами, потому что «пределов» не существовало. Вселенная расширяется не в пространстве, она расширяется вместе с пространством. Периодом Большого взрыва условно называют интервал времени от «нуля» до нескольких сотен секунд. Современные научные знания не позволяют проникнуть в то мгновение, когда начался Большой взрыв, и уловить ту долю секунды, которая была до «нуля». Известные нам законы физики не в состоянии объяснить, что произошло в период между началом Большого взрыва и мгновением через 10–43 секунды после его начала (эту невообразимо малую часть секунды, выражаемую дробью с единицей в числителе и единицей с 43 нулями в знаменателе, называют временем Планка), как, впрочем, не в состоянии создать и теорию самого начала Большого взрыва. В мгновение 10–43 секунды Вселенная была бесконечно малой, горячей и плотной. В следующую ничтожно малую долю секунды она сильно изменилась – расширилась от бесконечно малых размеров до размеров грейпфрута с выделением энергии и элементарных частиц – кварков и антикварков. До того момента, когда Вселенная прожила десятитысячную часть секунды, из кварков образовались протоны и нейтроны. Через секунду после начала Большого взрыва температура снизилась до 10 миллиардов градусов; во Вселенной преобладали излучение и такие легкие частицы, как электроны и их античастицы (позитроны). Чуть больше чем через минуту после начала Большого взрыва протоны и нейтроны начали соединяться между собой, образуя ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Большая часть ядер гелия, существующих по сегодняшний день во Вселенной, образовалась в первую четверть часа после начала Большого взрыва. И лишь спустя 300–500 тысяч лет, когда Вселенная, расширившись, остыла до температуры 3000 градусов Кельвина, электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия, образуя первые атомы, произошло «разрежение» космического облака и Вселенная впервые стала прозрачной для света.

Что такое красное смещение галактик?

То, что спектральные линии удаленных галактик всегда кажутся смещенными к красному, обнаружили Мильтон Хьюмейсон и Эдвин Хаббл в первой половине 1920-х годов. Наблюдения, которые затем в 1928 году осуществил Хаббл, были использованы им при формулировании носящего его имя закона, отражающего зависимость скорости удаления галактики от расстояния до нее. Указанное красное смещение интерпретируется как эффект Доплера, вызванный расширением Вселенной, и у этой гипотезы больше всего сторонников. Тем не менее небольшая группа ученых во главе с Хелтоном Арпом считает, что причина этого явления пока еще не вполне ясна. Их доводы основаны на результатах наблюдения некоторых удаленных двойных объектов, кажущихся связанными, но имеющих достаточно разное красное смещение.

Цефеиды — маяки Вселденной (определение расстояния в космосе)
Установив соотношение между периодом и абсолютной яркостью и определяя период изменения блеска, можно выявить соответствующую абсолютную яркость и, зная видимую яркость, определить искомое расстояние. Этот метод позволяет определить лишь относительное расстояние цефеид. Для определения абсолютного расстояния необходимо найти средний параллакс для группы близких к нам цефеид, например по их параллактическому смещению на небесной сфере, отражающему известное перемещение Солнца в пространстве.
Таким образом, эти звезды служат подлинными маяками во вселенной, указывая по периоду изменения блеска свое расстояние, а следовательно, и расстояние той звездной системы, в составе которой они находятся. Так, например, цефеида, изменяющая свой блеск с периодом в 40 час., испускает света приблизительно в 200 раз больше, чем наше Солнце. Период изменения блеска в 10 дней соответствует блеску, в 1600 раз большему. Если теперь переменная звезда типа § Цефея, обнаруженная где-либо в звездной системе, представляется нам, скажем, 20-й величины, а период изменения ее блеска составляет те же 10 дней, то это значит, что она в действительности ярче Солнца в 1600 раз, что соответствует разнице в 8 зв. величин. Так как Солнце на расстоянии в 10 парсеков, к которому относятся абсолютные звездные величины, имеет величину, равную 4.8, то эта цефеида на том же расстоянии представилась бы на восемь величин ярче, т. е. — 3.2 величины. Отсюда по известной формуле, связывающей видимую и абсолютную величины с расстоянием, выраженным в парсеках, определяем это последнее.

В результате находим для расстояния этой цефеиды 350 000 парсеков. Этот важнейший способ определения звездных расстояний требует только не всегда определенной поправки, учитывающей влияние межзвездного поглощения света. Недостатком его является также то, что цефеиды сравнительно редки.Особенно интересные свойства имеют короткопериодические цефеиды, называемые также переменными скоплений, так как они сначала были открыты в шаровых звездных скоплениях, причем в течение некоторого времени думали, что они существуют только там. Эти переменные встречаются в большой пропорции именно в шаровых скоплениях. Например, в М 3 — слабом шаровом скоплении в созвездии Гончпх Собак — обнаружено, что из 900 звезд не менее 130 оказываются переменными. Правда, в других звездных скоплениях переменных меньше.
Спустя несколько лет была открыта вне шаровых звездных скоплений одна подобная звезда 10-й величины в созвездии Алтаря (Ага). Ее период оказался 10 ч. 48 м. В течение нескольких часов эта звезда остается постоянной, яркости около 11 величины, далее быстро разгорается, достигает в максимуме 10.0-й величины и несколько медленнее снижается до прежнего значения яркости, снова сохраняя его постоянным. Затем была найдена другая подобная звезда, RR Lyrae, которая является наиболее изученной звездой этого типа. Число таких звезд, обнаруженных вне шаровых звездных скоплений, быстро увеличивается и в настоящее время превосходит уже 2000. Замечательная их особенность заключается в том, что все эти переменные с коротким периодом имеют одинаковую абсолютную яркость. Здесь, следовательно, нет зависимости между периодом и абсолютной яркостью, как у обычных цефеид. Достаточно установить, что мы имеем переменную с резким и коротким повышением яркости, т. е. отождествить принадлежность к указанному типу, чтобы, заранее зная абсолютную яркость звезды сравнивая ее с видимой яркостью, найти искомое расстояние. Так, например, в шаровом скоплении Мессье 3 короткопериодические цефеиды оказываются 16-й величины, в скоплении Мессье 5 15-й, в известном скоплении ш Центавра — 14-й и т. д. Из этого можно вывести естественное заключение, что шаровое скопление, в котором эти переменные кажутся более яркими, расположено к нам ближе. Для определения аболютного расстояния нужно, знать только подлинную яркть подобной переменной. (Подготовил Фесенков)

Источник