Цефеиды маяки вселенной


С тех пор, как человечество научилось вглядываться в глубины космоса и регистрировать идущие оттуда сигналы, открылся доступ к самой большой «лаборатории», которую можно себе представить. В космосе можно найти самые большие магнитные поля (например, у магнетаров), которые невозможно воссоздать ни в одной земной лаборатории, увидеть объекты с гравитационными полями непостижимых масштабов и зарегистрировать частицы в миллионы раз энергичнее тех, что когда-либо получали в Большом адронном коллайдере. И для того, чтобы воспользоваться этой естественной лабораторией, нам всего лишь нужно научиться «прислушаться» к тому, что происходит в глубинах Вселенной.

В космосе, как и в любой лаборатории, нужно иметь некое подобие линейки, чтобы уметь измерять расстояния. Если в земных лабораториях это сделать легко, то построить линейку, например, до соседней звезды или соседней галактики уже нельзя. Люди на протяжении двух последних веков придумывали различные способы определения расстояний.


Сперва — в пределах Солнечной системы (< 100 а. е.): в XX веке параметры орбит планет были измерены с очень высокой точностью разными способами; наивысшая точность была достигнута применением радиолокационных методов. Затем — до соседних звезд (< 100 пк): методом параллаксов (см.: Parallax), основанный на изменении видимого положения звезды в зависимости от места нахождения Земли. Наконец, и до звезд в другой части Млечного Пути (< 10 кпк): тоже в основном при помощи параллаксов.

Но чтобы действительно продвинуться дальше на внегалактические масштабы (> 1 Мпк), параллакса оказалось недостаточно. Возникла идея подбора так называемых стандартных свечей: объектов, абсолютные светимости которых мы знаем и с помощью этого можем измерить до них расстояние (вспомните закон обратного квадрата). Простейшим примером являются звезды главной последовательности, для которых мы в точности знаем отношение между цветом и абсолютной светимостью.

Более сложным примером свечей являются переменные звезды, для которых известна связь между периодом колебаний яркости и абсолютной светимостью. Например, на расстояниях внутри нашей галактики (< 20 кпк) часто используют переменные звезды типа RR Лиры (RR Lyrae variable), которые в основном встречаются в шаровых звездных скоплениях.


Цефеиды, с другой стороны, одни из самых распространенных примеров таких свеч. Но этот метод неточный: на расстояниях даже до ближайших галактик он дает ошибку ~7–15%. Однако, когда других способов нет, даже такая грубая оценка вполне сгодится. Причина такой неточности лежит в самой природе переменности цефеид. Считается, что ее причиной является термодинамическая неустойчивость. Наивная модель (см.: Kappa mechanism) следующая:
1) звезда расширяется под давлением фотонов, увеличивается яркость;
2) при этом верхние слои становятся оптически более прозрачными, и фотоны начинают легче покидать звезду;
3) радиационное давление снова уменьшается, и звезда сжимается обратно;
4) непрозрачность увеличивается, и все начинается заново.

Формулы, которые мы можем писать с помощью этой модели, будут зависеть от множества параметров цефеид. Внутри цефеид есть своя классификация, и для каждого класса можно описать свою определенную связь периода и абсолютной светимости. Тут, например, приведены формулы для различных цефеид. Именно неточность этих формул и дает эту ужасную погрешность, вполне достаточную, однако, для космологических выводов даже на огромных расстояниях. Самая далекая известная цефеида находится в галактике NGC 3370 на расстоянии 29 Мпк.

С помощью стандартных свечей можно измерять расстояния до самых далеких галактик, появившихся всего лишь через 300–400 млн лет после рождения Вселенной, свет от которых летит к нам 13,5 млрд лет. Самые яркие и надежные свечи для этого — сверхновые типа Ia, с помощью которых в начале XXI века доказали ускоренное расширение Вселенной (за это в 2011 году была присуждена Нобелевская премия).


Таким образом, измерение расстояний — одна из важнейших задач астрономии: чтобы как-то судить об объектах, которые мы наблюдаем, понимать когда они возникли, каковы их размеры и строить какие-либо теории, нам нужно максимально точно уметь определять, на каком расстоянии они от нас находятся. Поэтому измерение расстояний является важнейшей задачей в современной астрофизике и космологии. Приведенный в задаче метод помог в 1994 году группе ученых с помощью телескопа Хаббл измерить примерное расстояние до галактики М100 (Wendy L. Freedman et al., 1994. Distance to the Virgo cluster galaxy M100 from Hubble Space Telescope observations of Cepheids).

Источник: elementy.ru

Для подавляющего большинства звезд (в нашей галактике их около 100 млрд.) существует только одно характерное свойство, которое можно наблюдать – это цвет идущего от них света. Настроив телескоп на какую-нибудь отдельную звезду, можно разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой. Разные звезды имеют разные спектры. Относительная яркость разных цветов аналогична свету, который излучает какой-нибудь раскаленный докрасна предмет (свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета, – тепловой спектр.


этому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света). Каждый химический элемент поглощает свой определенный набор характерных цветов. Мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной (абсолютной) светимостью. Считается, что светимость связана с массой звезды и возрастает пропорционально кубу массы. Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском».

Все звезды, в зависимости от видимого блеска, делятся на классы, называемые звездными величинами. Невооруженным глазом видны звезды 6-й величины. Более яркие светила имеют нулевую и отрицательные звездные величины. Самая яркая звезда Сириус имеет звездную величину минус 1,6; Канопус – минус 0,9; Бега – плюс 0,1; Капелла – плюс 0,2; Ригель – плюс 0,3; Арктур – плюс 0,2; Процион – плюс 0,5; Ахернар – плюс 0,6; А Центавра – плюс 0,1; Альтаир – плюс 0,9; В Центавра – плюс 0,9; Полярная – плюс 2,0.

Давайте посмотрим, что из себя представляет и на чем основывается метод определения расстояний по маякам вселенной – цефеидам [9].

Согласно астрономическим справочникам, «цефеиды – переменные звезды-сверхгиганты, периодически изменяющие свою светимость и, соответственно, наблюдаемую яркость.
ототип – звезда 8 Цефея». Светимость цефеид составляет тысячи и десятки тысяч светимостей Солнца. Соответственно, их можно наблюдать на достаточно больших расстояниях (до 10 Мпс). Между светимостью и периодом у цефеид существует эмпирическая зависимость: чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Существование связи «период-светимость» цефеид объясняется тем, что они подчиняются зависимости масса-светимость и зависимости период-плотность Q = Р sqrt (p) (где Р – период, р – плотность и Q – пульсационная постоянная), из которых следует, что цефеиды большей массы имеют большую светимость, меньшую плотность и больший период. Однако считается, что процессы, происходящие в цефеидах, достаточно сложны, и более доступно объяснить причины зависимости «период-светимость» не представляется возможным.

В чем заключается сущность метода определения расстояний по цефеидам?

1. По величине измеренного периода цефеиды на основании зависимости «период-светимость» получают аналог значения ее абсолютной звездной величины (калибровка Юпс).

2. Наблюдаемая в обсерватории светимость составляет видимую звездную величину цефеиды.

3. Расстояние от Земли до цефеиды определяется по разности светимостей с учетом падения яркости света пропорционально квадрату расстояния.


4. Рассчитывается по простой формуле

где А – поглощение света, а расстояние R измеряется в парсеках. Разность видимой и абсолютной величин (т – М) принято называть модулем расстояния.

Таким образом, по измеренному периоду цефеиды расчитывают аналог значения ее абсолютной звездной величины.

В обсерватории регистрируется видимая звездная величина цефеиды.

Расстояние от Земли до цефеиды определяется по разности светимостей (регистрируемой и расчетной) с учетом падения яркости света пропорционально квадрату расстояния. Приводимая формула получена из этой методологии.

Найденные по формуле расстояния (или параллаксы) часто называют фотометрическими, чтобы подчеркнуть метод их измерения.

Однако среди звезд солнечной окрестности с параллаксами, измеряемыми тригонометрическим методом, подавляющее большинство составляют звезды типа Солнца. Они принадлежат к числу сравнительно слабых звезд Галактики. Звезд – красных гигантов, которые в 100 раз ярче Солнца, – в ближайшей окрестности довольно мало. Цефеиды – звезды-гиганты, светимость наиболее слабых из них составляет ?10 000 от светимости Солнца. Ни одна цефеида не находится достаточно близко для уверенного определения тригонометрического параллакса [10]. Для калибровки шкалы астрономических расстояний возможно использовать только косвенные методы, например, между звездными скоплениями.


рошо известное скопление Гиады (расположенное вблизи Альдебарана – ярчайшей звезды созвездия Тельца) обладает уникальным свойством, благодаря которому мы можем определить расстояние до него независимым способом с использованием другого геометрического метода – метода группового или статистического параллакса. Суть метода в следующем. Гиады – близкое скопление, имеющее заметную скорость движения относительно Солнца. По закону перспективы, все входящие в него звезды будут смещаться по большим кругам небесной сферы, пересекающимся в одной точке, называемой радиантом скопления. Найденное таким методом расстояние до Гиад оказалось равным 45 пк, что недавно было подтверждено результатами, полученными со спутника HIPPARCOS. Таким образом, вплоть до последнего времени шкала расстояний рассеянных скоплений фактически опиралась на единственное скопление – Гиады. Сейчас HIPPARCOS измерил расстояние еще до одного из ближайших скоплений – Плеяд, оно равно 120 пк.

В среде современных астрономов метод определения расстояний по маякам вселенной – цефеидам – считается одним из наиболее достоверных.

Насколько же серьезно можно относиться к результатам, полученным из этого метода с точки зрения эмпирической науки? Дело в том, что долгая воспроизводимость результатов в большом количестве повторяющихся наблюдений зачастую непонятно что означает, особенно если мы не понимаем, в чем суть явления. В современном естествознании область действия любой теории или модели определяется эмпирически. Относительно методики определения расстояний по зависимости «период-светимость» цефеид можно сказать, что в ней отсутствует эмпирическая калибровка данных на базе тригонометрического параллакса. Следовательно, мы ничего не можем сказать о достоверной области применения метода определения расстояний по зависимости «переиод-светимость» у цефеид.


Стержнем неверифицируемых космологических теорий является теория зарождения из газопылевых облаков и эволюции звезд. Но насколько теория непротиворечива?

Астроном Д. Фолкнер пишет: «Предположительно, звезды конденсировались из огромных облаков газа, а с давних пор признано, что сами по себе облака не могут разрушаться и образовывать звезды – их должно что-то подтолкнуть к этому извне. По поводу того, что именно послужило началом процесса… почти все сходятся к тому, что для начала нужны были звезды (например, ударная волна от взрыва звезды вызывала сжатие близлежащего облака). Мы имеем дело со старым добрым вопросом о курице и яйце; происхождение звезд по-прежнему остается без объяснения» [11].

Еще одна проблема – охлаждение газового облака настолько, чтобы оно разрушилось. Для этого молекулы должны излучать тепло. Но большой взрыв должен был породить молекулы водорода и гелия, а молекула водорода быстро распадается под действием ультрафиолетового излучения, и для ее стабильности требуется пыль, т. е. более тяжелые элементы, которые в свою очередь требуют, чтобы звезды существовали. Снова для возникновения звезд требуются звезды, снова возникает вопрос: «курица или яйцо»!


Абрахам Лоу из Гарвардского астрофизического центра говорит: «Истина в том, что мы не понимаем даже основ формирования звезд» [12].

Посмотрим, какие факты подтверждают теорию формирования и эволюции звезд. Оценим количество самообразующихся звезд, которое мы должны были бы наблюдать при наиболее наглядной линейной зависимости. Общее количество существующих звезд во вселенной ?1025. Время наблюдений 300 лет (или ?109 с), время существования вселенной ? 1017 с. При линейной зависимости имеем число «самообразующихся» звезд в секунду 108. За время наблюдений около 1017. Так как поле зрения всех телескопов мира позволяет пропатрулировать с нужной глубиной едва ли 1/1000-ю небосвода за ночь, получим величину порядка 10 000 в секунду.

Начиная с Гершеля мечтой многих астрономов была регистрация рождения звезды. Но достоверно зарегистрировать процесс рождения звезды никому еще не удалось. В отсутствии наблюдений имеет место теория, по которой звёзды образуются в гигантских облаках холодного (?50° К) молекулярного водорода. Причем сама звезда невидима, так как прячется в коконе из пыли излучения протозвезды.

Аналогично методу измерения расстояний по цефеидам, теория о формировании звезд не имеет достоверной области применения.


Вспомним классика философии естествознания И. Канта: «До сих пор считали, что всякие наши знания должны сообразовываться с предметами. При этом, однако, кончались неудачей все попытки через понятия что-то априорно установить относительно предметов, что расширяло бы наше знание о них. Поэтому следовало бы попытаться выяснить, не разрешим ли мы задачи метафизики более успешно, если будем исходить из предположения, что предметы должны сообразоваться с нашим познанием» [5].

Одно из свойств объектов, классифицируемых как цефеиды, – их удаленность от Солнца. Ближайшей к Солнцу цефеидой справочники называют Полярную звезду. Свет этой звезды имеет желтоватый цвет. Это означает, что температура её поверхности около 7000° К, а её радиус почти в 120 раз больше, чем у Солнца. Астрономы со времен Гипарха наблюдали Полярную звезду, а мореплаватели более 2000 лет использовали ее для навигации. В знаменитой книге Птолемея «Альмагест» приводится значение ее светимости m ? +3 mag. (современное значение светимости m ? +2 получается, за 2000 лет ее светимость возросла на l mag.) [13]. Необходимо отметить, что до начала XX века Полярная звезда не входила в число цефеид. Только после обнаружения в 1899 г. К. Шварцшильдом эффекта того, что амплитуда изменения блеска звезд в фотографических лучах значительно больше, чем в визуальных – примерно с начала 1900-х гг. – Полярная звезда и стала цефеидой (период ее пульсаций около 4 суток, амплитуда изменения блеска меняется всего на 0,09 m). Кроме того, Полярная звезда входит в систему звезд. Еще В. Гершель открыл звезду типа Солнца, являющуюся спутником Полярной.

Следует отметить, что наблюдается противоречие между прогнозом поведения теоретического объекта – цефеиды – и поведением наблюдаемой в течение нескольких тысяч лет Полярной звезды. И в последнее время появляются многочисленные публикации о «затухании» ее пульсаций.

Подводя резюме, скажем: вся современная картина расположения и движения звезд, звездных скоплений, галактик на расстояниях от 300 пс до 10 Мпс построена исключительно на предположении о тождестве теоретических объектов – цефеид – и некоторых звезд, обладающих эффектом изменения блеска в фотографических лучах.

Следующая глава >

Источник: religion.wikireading.ru

Содержание раздела

У звезд типа Алголя меняется их видимый блеск вследствие периодических затмений одной звезды другой, а светимость звезд при этом не меняется. Но есть звезды, действительно физически меняющие свою светимость. Параллельно с изменением блеска более или менее меняются цвет и температура их, а иногда и размеры.

Среди звезд переменного блеска, называемых для краткости просто переменными, наибольший интерес представляют цефеиды. Их называют так по типичной представительнице этого класса звезд — звезде дельта (сигма) в созвездии Цефея. С периодом в 5 сут 8 ч 48,5 мин ее блеск непрерывно меняется в пределах 3/4 звездной величины. Он возрастает быстрее, чем убывает. В минимуме блеска звезда краснее и на 800°С холоднее, чем в максимуме. Оказалось, что цефеиды — это пульсирующие звезды. Пульсирует, расширяясь и сжимаясь, все тело звезды. При сжатии ее происходит нагревание, а при расширении — охлаждение. Изменение размера и температуры поверхности звезды и вызывает колебания ее излучения.

Цефеид известно очень много, и периоды изменения блеска их различны, от нескольких часов до 45 сут, но у каждой в отдельности период не изменяется. У цефеид есть два замечательных свойства. Во-первых, это звезды — гиганты и сверхгиганты, видимые с огромных расстояний. Из глубин мироздания они светят нам, как маяки для кораблей в море, и поэтому их называют маяками Вселенной. Во-вторых, у цефеид длительность периода изменения блеска тесно связана с их средней светимостью.

Чем больше светимость, тем длиннее период изменения блеска. Это позволяет из наблюдений определить период, а по нему узнать светимость данной цефеиды, т. е. ее истинную силу света. Но мы знаем, что видимый блеск источника света ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния. Поэтому, сравнивая истинную силу света данной цефеиды с ее видимым блеском, мы можем узнать ее удаленность от нас. Наша звездная система в основном состоит из звезд малой светимости, и притом очень от нас далеких. Определить расстояние до них мы не можем. Цефеиды же среди общей массы звезд видны нам издали. Изучая их распределение в пространстве, мы как бы нащупываем костяк нашей звездной системы и по нему можем судить о форме и строении всей нашей звездной системы в целом. Заметим, что есть особый вид цефеид очень короткого периода — до 80 мин. Их светимость умеренна и средняя светимость с длиной периода не связана.

перейти к началу страницы

Источник: 2i.su

Переменные звезды

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.

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.

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

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.

Источник: SpaceGid.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.