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 рукаве, что и Солнце.
Хотя Млечный Путь – спиральная галактика, мы не замечаем в небе его спиральную структуру, поскольку сами находимся в пределах диска. Спиральная структура четко проявляетя, лишь если измерить расстояния до отдельных звезд и отобразить Галактику в трехмерном виде. Если бы мы могли каким-то образом наблюдать Млечный Путь «сверху», с расстояния пары сотен тысяч световых лет, то он выглядел бы примерно как на рис. 12.3. Солнце расположено в спиральном рукаве примерно на полпути от центра (если сравнить эту схему с циферблатом – то около шести часов). Наша Галактика относится к классу спиральных галактик с перемычкой, поскольку балдж у нее продолговатый. Спиральные рукава отходят от кончиков балджа.
Вскоре после свадьбы жена стала настаивать, чтобы я больше не носил футболок в стиле «Я – яйцеголовый», которые сохранились со времен колледжа. Особенно я скучаю по футболке с изображением спиральной галактики с рукавами, а где-то на полпути к центру нарисована стрелка, подписанная «вы находитесь здесь».
Рис. 12.3. Смоделированный вид Млечного Пути сверху. Снимок предоставлен: NASA, спутник Чандра
Не все звезды Млечного Пути находятся в спиральных рукавах и балдже. Мы уже видели, что шаровые скопления более или менее ровно расположены в виде сферы, охватывающей пространство выше и ниже плоскости диска. Кроме того, россыпь звезд (также сферическая, но гораздо более разреженная по сравнению с диском) простирается примерно на 50 000 световых лет от центра Млечного Пути. Эта часть нашей Галактики называется гало. Принято считать, что звезды в галактическом гало распределены достаточно равномерно и их концентрация постепенно уменьшается по мере удаления от центра Млечного Пути. Однако астрономы выяснили, что гало отнюдь не равномерное. В нем есть сгустки и потоки, которые считаются остатками мелких галактик-спутников, упавших в Млечный Путь и разорванных его приливными гравитационными силами.
В балдже и особенно в гало сосредоточены старые звезды, образовавшиеся миллиарды лет назад. Поэтому там просто отсутствуют самые горячие звезды из главной последовательности, относящиеся к классам O и B и живущие всего по несколько миллионов лет. Уже миллиарды лет в гало нашей Галактики не происходит никакого звездообразования. Молодые горячие звезды почти без исключения встречаются в спиральных рукавах, где звездообразование продолжается по сей день.
Спиральная («вертушечная») структура диска подсказывает, что вся Галактика вращается. Действительно, именно это и происходит. Весь диск вращается вокруг центральной оси; в частности, Солнце движется по условно круглой орбите со скоростью 220 км/с. Точно как притяжение Солнца удерживает Землю на годичной орбите, так же и тяготение Млечного Пути (как минимум в пределах той части, где находится солнечная орбита) удерживает Солнце и его планеты на траектории вокруг галактического центра. При скорости 220 км/с и радиусе орбиты, растянувшейся на немыслимые 25 000 световых лет, легко рассчитать, что Солнце совершает полный оборот вокруг Млечного Пути за 250 миллионов лет. Следовательно, с момента образования Земли (4,6 миллиарда лет назад) Солнце успело совершить около 18 таких оборотов.
Чтобы вычислить силу притяжения Млечного Пути, воздействующую на Солнце, можно допустить, что вся масса Млечного Пути сосредоточена у него в центре, в 25 000 световых лет от нас. Аналогично, сила тяготения Земли не изменилась бы, будь вся земная масса сконцентрирована в ядре планеты, в 6400 километров у нас под ногами. Будем учитывать массу той части Галактики, что находится в пределах орбиты Солнца. Гравитационное притяжение, оказываемое материей вне этого радиуса – отовсюду в разных направлениях, – в целом обнуляется.