Самая далекая звезда: открытие, характеристики, расстояние
Представляя себе далекие звезды, мы обычно думаем о расстояниях в десятки, сотни или тысячи световых лет. Все эти светила принадлежат к нашей Галактике – Млечному Пути. Современные телескопы способны разрешить звезды в ближайших галактиках – расстояние до них может достигать десятков миллионов световых лет. Но насколько далеко простираются возможности наблюдательной техники, особенно когда ей помогает природа? Недавнее удивительное открытие Икара – самой далекой звезды во Вселенной из числа известных на сегодняшний день – свидетельствует о возможности наблюдения чрезвычайно удаленных космических феноменов.
Помощь природы
Существует явление, благодаря которому астрономам может быть доступно наблюдение наиболее дальних объектов Вселенной. Называется оно гравитационным линзированием, является одним из следствий общей теории относительности и связано с отклонением светового луча в поле гравитации.
Эффект линзирования заключается в том, что если между наблюдателем и источником света на луче зрения располагается какой-либо массивный объект, то световые лучи, искривляясь в его гравитационном поле, создают искаженное или множественное изображение источника. Строго говоря, лучи отклоняются в поле тяготения любого тела, но наиболее заметный эффект дают, конечно, самые массивные образования во Вселенной – скопления галактик.
В случаях, когда в качестве линзы выступает малое космическое тело, например одиночная звезда, визуальное искажение источника практически невозможно зафиксировать, но яркость его может существенно возрасти. Такое событие называют микролинзированием. В истории открытия самой далекой от Земли звезды сыграли роль оба типа гравитационного линзирования.
Как произошло открытие
Обнаружению Икара способствовала счастливая случайность. Астрономы вели наблюдение одного из удаленных скоплений галактик MACS J1149.5+2223, находящегося приблизительно в пяти миллиардах световых лет от нас. Оно интересно как гравитационная линза, благодаря особой конфигурации которой световые лучи искривляются по-разному и проходят в итоге разные расстояния до наблюдателя. Вследствие этого отдельные элементы линзированного изображения источника света должны запаздывать.
В 2015 году астрономы ждали предсказанной в рамках данного эффекта повторной вспышки сверхновой Рефсдаль в очень далекой галактике, свет от которой достигает Земли за 9,34 миллиарда лет. Ожидаемое событие действительно произошло. Но на снимках 2016-2017 годов, полученных телескопом «Хаббл», помимо сверхновой, обнаружилось еще кое-что, не менее интересное, а именно изображение звезды, принадлежащей к той же удаленной галактике. По характеру блеска определили, что это – не сверхновая, не гамма-всплеск, а обычная звезда.
Увидеть отдельное светило на таком огромном расстоянии стало возможно благодаря событию микролинзирования в самой галактике. Случайным образом перед звездой прошел объект – скорее всего, другая звезда – с массой порядка солнечной. Сам он, конечно, остался невидимым, но его поле гравитации усилило блеск источника света. В сочетании с линзирующим эффектом кластера MACS J1149.5+2223 это явление дало усиление яркости самой далекой видимой звезды в 2000 раз!
Звезда по имени Икар
Новооткрытому светилу было присвоено официальное наименование MACS J1149.5+2223 LS1 (Lensed Star 1) и собственное имя – Икар. Предыдущий рекордсмен, носивший гордый титул самой далекой звезды, которую удалось наблюдать, расположен в сто раз ближе.
Икар чрезвычайно ярок и горяч. Это голубой сверхгигант спектрального класса В. Астрономам удалось определить основные характеристики звезды, такие как:
- масса – не менее 33 масс Солнца;
- светимость – превышает солнечную приблизительно в 850 000 раз;
- температура – от 11 до 14 тысяч кельвин;
- металличность (содержание химических элементов тяжелее гелия) – около 0,006 солнечной.
Судьба самой далекой звезды
Событие микролинзирования, позволившее увидеть Икар, произошло, как мы уже знаем, 9,34 миллиарда лет назад. Возраст Вселенной составлял тогда всего около 4,4 миллиарда лет. Снимок этой звезды – своего рода мелкомасштабный стоп-кадр той давней эпохи.
За время, в течение которого свет, испущенный 9 с лишним миллиардов лет назад, преодолел расстояние до Земли, космологическое расширение Вселенной отодвинуло галактику, в которой жила самая далекая звезда, до расстояния в 14,4 миллиарда световых лет.
Сам же Икар, согласно современным представлениям об эволюции звезд, давно прекратил существование, ведь чем массивнее звезда, тем короче должно быть время ее жизни. Не исключено, что часть вещества Икара послужила строительным материалом для новых светил и, вполне возможно, их планет.
Увидим ли мы его снова
Несмотря на то что случайный акт микролинзирования – очень кратковременное событие, ученые имеют шанс увидеть Икара снова, и даже с большей яркостью, поскольку в крупном линзирующем скоплении MACS J1149.5+2223 множество звезд должно находиться вблизи луча зрения Икар – Земля, и пересечь этот луч может любая из них. Разумеется, есть вероятность увидеть таким же образом и другие удаленные звезды.
А может быть, когда-нибудь астрономам повезет зафиксировать грандиозный взрыв – вспышку сверхновой, которой завершила свою жизнь самая далекая звезда.
Источник
Расстояние от солнца до самой далекой звезды
§ 22. Р асстояния до звёзд. Х арактеристики излучения звёзд
Н аше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:
звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырёх протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжёлые элементы (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
У наиболее массивных звёзд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.
Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звёздах, поэтому звёзды не только самые распространённые во Вселенной объекты, но и самые важные для понимания происходящих в ней явлений и процессов.
Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звёзд от планет. Поэтому современное определение планеты формулируется так:
планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.
1. Годичный параллакс и расстояния до звёзд
М ысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. 5.12). Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд.
Рис. 5.12. Параллактическое смещение звезды
Рис. 5.13. Годичный параллакс звезды
Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду (рис. 5.13) .
Расстояние до звезды
D = 
,
где a — большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв a = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:
D = 
.
В 1837 г. впервые были осуществлены надёжные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793—1864) провёл эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги ( α Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы ещё двух звёзд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у неё годичный параллакс составил всего 0,75 ʺ . Под таким углом невооружённому глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.
Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой p = 0,75 ʺ , составляет D = 
= 270 000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.
Парсек — это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1 ʺ . Отсюда и название этой единицы: пар — от слова «параллакс», сек — от слова «секунда». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75 ʺ , расстояние до неё равно 1,3 парсека.
Световой год — это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 тыс. км/с, проходит за год. От ближайшей звезды свет идёт до Земли свыше четырёх лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немногим более одной секунды.
1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3 • 10 13 км.
К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001 ʺ .
Таким образом, теперь измерением годичного параллакса можно надёжно определить расстояния до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. Расстояния до более далёких звёзд определяются другими методами.
2. Видимая и абсолютная звёздные величины. Светимость звёзд
П осле того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т. е. по блеску). Стало очевидно, что звёзды имеют различную светимость . Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд.
Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.
Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца.
В астрономии принято сравнивать звёзды по светимости, рассчитывая их блеск (звёздную величину) для одного и того же стандартного расстояния — 10 пк.
Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D 0 = 10 пк, получила название абсолютной звёздной величины M .
Рассмотрим, как можно определить абсолютную звёздную величину M , зная расстояние до звезды D (или параллакс — p ) и её видимую звёздную величину m . Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличается в 2,512 раза. Для звёзд, звёздные величины которых равны m 1 и m 2 соответственно, отношение их блесков I 1 и I 2 выражается соотношением:
I 1 : I 2 = 
.
Для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды отношение блесков будет выглядеть так:
I : I 0 = 2,512 M – m ,
где I 0 — блеск этой звезды, если бы она находилась на расстоянии D 0 = 10 пк.
В то же время известно, что блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до неё. Поэтому
I : I 0 = 
: D 2 .
2,512 M – m = 
: D 2 .
Логарифмируя это выражение, находим
0,4( M – m ) = lg 10 2 – lg D 2 ,
M = m + 5 – 5 lg D ,
Абсолютная звёздная величина Солнца M ☉ = 5 m . Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как звезда пятой звёздной величины.
Зная абсолютную звёздную величину звезды M , легко вычислить её светимость L . Считая светимость Солнца L ☉ = 1, получаем:
По светимости (мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга: некоторые излучают энергию в сотни тысяч раз больше, чем Солнце, другие — в десятки тысяч раз меньше. Абсолютные звёздные величины звёзд наиболее высокой светимости (гигантов и сверхгигантов) достигают M = –9 m , а звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, имеют абсолютную звёздную величину M = +17 m .
3. Спектры, цвет и температура звёзд
В сю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наблюдая звёзды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Для большинства звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии.
Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (рис. 5.14), а также по интенсивности разных спектральных линий. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. По мере увеличения температуры положение максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается законом Ви́на:
λ max = 
,
где λ max — длина волны (в см), на которую приходится максимум излучения, а T — абсолютная температура.
Рис. 5.14. Распределение энергии в непрерывном спектре Солнца и чёрного тела при различных температурах
Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. По ряду характерных особенностей спектров звёзды разделены на спектральные классы, которые обозначены латинскими буквами и расположены в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.
У наиболее холодных (красных) звёзд класса M в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами звёзд, температура которых около 3000 К, являются Антарес и Бетельгейзе.
В спектрах жёлтых звёзд класса G с температурой около 6000 К, к которым относится и Солнце, преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т. д. По температуре, спектру и цвету сходна с Солнцем звезда Капелла.
Для спектров белых звёзд класса A, которые имеют температуру около 10 000 К (Вега, Денеб и Сириус), наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.
Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.
Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения (звезда или любой другой объект) приближается к наблюдателю или удаляется от него со скоростью v , то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излучения. В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную его часть. Это явление получило название эффекта Доплера , согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения v и скорости света c выражается следующей формулой:
= 
,
где λ 0 — длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а λ — длина волны в спектре движущегося источника.
Эффект Доплера наблюдается в оптической и других областях спектра и широко используется в астрономии.
4. Диаграмма «спектр — светимость»
П олученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга—Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звёздные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме — они не заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями . Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность , к числу звёзд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов . Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюдается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звёзды принадлежат двум последовательностям ( гиганты и сверхгиганты ), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики .
Рис. 5.15. Диаграмма «спектр — светимость»
Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».
П РимеР РешениЯ задаЧи
Какова светимость звезды ξ Скорпиона, если её звёздная величина 3 m , а расстояние до неё 7500 св. лет?
M = m + 5 – 5 lg D , где D = 7500 : 3,26 = 2300 пк.
Тогда M = 3 + 5 – 5 lg 2300 = –8,8.
lg L = 0,4 • [5 – (–8,8)] = 5,52.
Отсюда L = 330 000.
Ответ : L = 330 000.
В опросы 1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?
У пражнение 18 1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11 ʺ . Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину –1,6? Чему равны абсолютные величины этих звёзд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?
Источник