Астрономия для "чайников"

Маран Стивен П.

В спектре звезды есть несколько темных линий. Эти линии указывают на поглощение света различными атомами в атмосфере звезды. Так формируются узнаваемые спектральные рисунки. И когда звезда движется по орбите, эффект Допплера заставляет эти узоры линий перемещаться по спектру.

Поэтому, изучая спектры двойных звезд и наблюдая, как по мере движения звезд по орбитам их спектральные линии смещаются из красной области спектра в фиолетовую и обратно, астрономы могут сказать, насколько быстро они движутся и каковы их относительные массы. И отмечая, сколько времени требуется спектральной линии, чтобы достичь своего крайнего положения в красной области спектра, затем — крайнего положения в фиолетовой области спектра и, наконец, снова

вернуться в красную область, можно определить продолжительность движения двойной звезды по орбите.

Если вы знаете, что полный оборот по орбите занимает, например, 60 дней, и знаете скорость движения звезды, то можете вычислить длину окружности орбиты, а значит, и радиус этой окружности.

Переменные звезды

Увы, не все звезды, как говорил Шекспир, так же "постоянны, как Полярная". Но на самом деле Полярная звезда вовсе не постоянна. Это переменная звезда, т. е. такая, блеск которой время от времени меняется. В течение многих лет астрономы думали, что они знают причину изменений блеска Полярной звезды. Казалось, она становилась немного ярче, а затем немного тусклее, и все это повторялось снова и снова. Но затем ожидаемые изменения, хм! тоже изменились. Это изменение закономерности может означать произошедшее со временем физическое изменение, и в настоящее время ученые пытаются понять, что это означает.

Переменные звезды делятся на два основных типа.

Физические переменные звезды(intrinsic variable stars) — те, изменение блеска которых вызвано физическими процессами, происходящими в самих звездах.;

Они подразделяются на три основные категории:

• пульсирующие звезды;

• вспыхивающие звезды;

• эруптивные (взрывные) звезды.

Существуют также переменные звезды (extrinsic variable stars), изменение, блеска которых вызвано какими-то внешними причинами. Они подразделяются на две основные категории:

• затменные звезды;

• звезды с эффектом микролинзирования.

Пульсирующие звезды

Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, становясь больше и меньше, горячее и холоднее, ярче и тусклее. Физические свойства этих звезд таковы, что они просто переходят из одного состояния в другое и обратно, как будто совершают некие колебания или пульсируют, совсем как бьющиеся в небе сердца.

Переменные звезды-цефеиды

Самые важные для науки пульсирующие звезды — это цефеиды, названные в честь первой изученной звезды такого типа, Дельты Цефея ( Цефея).

Американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила, что у цефеид существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью (period-luminosity relation). Этот термин означает, что, чем дольше период изменения блеска (интервал между последовательными пиками блеска), тем выше средний истинный блеск звезды. Поэтому, если измерять видимую звездную величину переменной звезды-цефеиды по мере ее изменения с течением дней и недель и затем определить период изменения блеска, то можно легко вычислить истинный блеск звезды.

Зачем это нужно? А затем, что, зная истинный блеск звезды, можно определить расстояние до нее. Ведь чем дальше звезда, тем более тусклой она выглядит, но это все та же звезда с тем же истинным блеском.

Удаленные тусклые звезды подчиняются закону обратных квадратов (inverse square law). Это значит, что если звезда в 2 раза дальше, то она выглядит в 4 раза более тусклой. А если звезда в 3 раза дальше, то она выглядит в 9 раз тусклее. Если же звезда в 10 раз дальше, то она выглядит в 100 раз более тусклой.

Недавно в СМИ появились сообщениях о том, что с помощью космического телескопа "Хаббл" удалось определить масштабы и возраст Вселенной. На самом деле это результат исследования с помощью телескопа "Хаббл" переменных звезд-цефеид. Эти цефеиды находятся в далеких галактиках. Но, наблюдая за изменением их блеска и используя зависимость между периодом изменения блеска и светимостью, астрономы определили расстояние до этих галактик.

Звезды типа RR Лиры

Звезды типа RR Лиры подобны цефеидам, но они не такие большие и яркие. Некоторые из них расположены в шаровом звездном скоплении в нашей галактике Млечный Путь, и у них тоже существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью.

Шаровые скопления — это огромные сферические образования, заполненные старыми звездами, рожденными еще в период формирования Млечного Пути. Это участки космоса шириной всего лишь 60-100 световых лет, в которых "упаковано" от нескольких сотен тысяч до миллиона звезд. Наблюдая за изменением блеска звезд типа RR Лиры, астрономы могут оценить расстояние до таких звезд. А если эти звезды находятся в шаровых скоплениях, то можно определить расстояние до этих шаровых скоплений.

Почему так важно знать расстояние до звездного скопления? А вот почему. Все звезды, расположенные в одном скоплении, образовались одновременно из общего облака. И все они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, поскольку находятся в одном и том же скоплении. Поэтому, когда ученые строят H-R-диаграмму для звезд из скопления, в ней не будет ошибок, вызванных разницей расстояний до различных звезд. А если мы знаем расстояние до звездного скопления, то все нанесенные на диаграмму значения звездных величин можно преобразовать в светимость, т. е. в интенсивность излучения звездой энергии в секунду. И эти значения можно непосредственно сравнить с теоретическими данными. Именно этим и занимаются астрофизики.

Долгопериодические переменные звезды

В то время как астрофизики обрабатывают информацию, полученную от цефеид и переменных звезд типа RR Лиры, астрономы-любители наслаждаются наблюдением долгопериодических переменных звезд, так называемых переменных звезд типа Мира Кита. Мира — это другое название звезды Омикрон Кита ( Кита), первой известной звезды данного типа.

Переменные звезды типа Миры Кита пульсируют, как цефеиды, но у них намного большие периоды изменения блеска, в среднем 10 месяцев и больше, и, кроме того, у них больше амплитуда изменения блеска. Когда блеск Миры Кита достигает максимального значения, ее можно увидеть невооруженным глазом, а когда блеск минимален, необходим телескоп. Изменение блеска долгопериодических звезд также происходит гораздо нерегулярнее, чем у цефеид. Максимальная звездная величина, которой достигает некоторая звезда, может очень сильно меняться от одного периода к другому. Наблюдения таких звезд, проводить которые совсем нетрудно, позволяют ученым получить важную научную информацию. И вы тоже можете внести свой вклад в исследование переменных звезд (более подробно я расскажу об этом в последнем разделе данной главы).