Как были определены расстояния до далеких звезд?

Как были определены расстояния до далеких звезд?

Еще в конце 16-го века астрономы заметили, что яркость некоторых звезд периодически изменяется (с периодом от нескольких часов до нескольких суток).

Одно из объяснений такого изменения яркости звезды состоит в том, что около нее обращается другая звезда, и каждая из звезд время от времени «затмевает» для нас свет своей соседки. Такие пары взаимодействующих звезд (двойные звезды) мы рассмотрим подробнее в § 39. Судьбы звезд.

Но есть звезды, у которых периодически изменяется светимость. Их назвали цефеидами, поскольку первые изученные звезды такого типа находились в созвездии Цефея. Разгадку цефеид удалось найти только во второй половине 20-го века, а в начале 20-го века американский астроном Генриэтта Ливитт обнаружила закономерность в поведении этих звезд, благодаря которой их назвали «маяками Вселенной», так как с помощью цефеид удалось определить расстояния до более далеких звезд, когда метод параллакса «отказывал».

Ливитт заметила, что чем больше светимость цефеиды, тем больше период изменения ее блеска. А это означало, что по периоду и видимой яркости звезды можно определить, насколько далеко от нас находится эта звезда. И если она находится в звездном скоплении, то удается определить расстояние и до других звезд этого скопления.

Разгадка же цефеид состоит в том, что периодические изменения их яркости - это «отсчет последних дней» звезды (хотя эти «последние дни» могут продолжаться еще миллионы лет, что по «звездным» масштабам времени совсем немного).

В цефеидах стабильный баланс между термоядерными реакциями и гравитацией уже нарушен, и наступило время коротких «побед» то одного, то другого.

Когда вследствие уменьшения запасов ядерного топлива звезда чуть остывает, гравитация начинает «брать верх» и сжимает звезду, снова повышая ее температуру. При этом состояние, соответствующее упомянутому балансу, вследствие инерции «проскакивается», и температура звезды поднимается настолько, что термоядерные реакции «оживают» и начинают снова «побеждать» гравитацию. В результате звезда начинает расширяться, ее температура уменьшается, но «состояние баланса» снова проскакивается, и все начинается заново.

Чем больше масса цефеиды, тем больше ее инертность и, следовательно, больше период описанных «колебаний». В то же время чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Вот почему период изменения яркости больше у цефеид с большей светимостью.

Статьи энциклопедии


Строение и эволюция Вселенной.