Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

До появления первых результатов, полученных Gaia, для звезд на расстояниях более тысячи световых лет не было возможности надежных массовых измерений. Поэтому были разработаны другие методы. Первый из них – метод групповых параллаксов.

Этот метод применим для близких рассеянных звездных скоплений, в первую очередь Гиад и Плеяд. Все звезды скопления движутся вместе, но мы можем измерить их индивидуальные скорости: вдоль луча зрения – по эффекту Доплера, перпендикулярно лучу зрения – по их смещению на небе. Поскольку Солнце движется относительно скоплений, то из-за эффекта перспективы нам кажется, что все звезды Гиад и Плеяд летят в одну точку – туда направлены векторы их скоростей, измеряемые с Земли. Это позволяет определить расстояния до скоплений, что до недавнего времени было крайне важно, поскольку в рассеянных скоплениях наблюдаются такие переменные звезды, как цефеиды.

Метод групповых параллаксов позволяет измерять расстояния до близких рассеянных скоплений.

Цефеиды – это звезды-гиганты, периодически меняющие свой блеск. Период изменения блеска зависит от светимости звезды, так что, измерив этот период (что достаточно просто) и зная видимый блеск звезды, мы сразу получаем оценку удаленности. Но шкалу расстояний, определяемых по цефеидам, нужно откалибровать, измерив расстояния до них независимым способом. К сожалению, до недавнего времени измерить расстояния до цефеид с помощью метода параллакса не удавалось. Лишь в XXI в. с помощью космического телескопа Hubble («Хаббл») удалось измерить параллаксы нескольких десятков цефеид (включая и сам прототип – дельта Цефея, до которой оказалось примерно 1000 световых лет) с точностью в несколько процентов. Незадолго до этого Hipparcos измерил параллаксы некоторых цефеид, но с недостаточной точностью (самые близкие звезды этого класса, кроме аномальной Полярной, находятся почти в 1000 световых лет от нас). Поэтому долгое время в основном использовалось фотометрическое расстояние до рассеянных скоплений, в которых наблюдали цефеиды.

Расстояния до цефеид можно измерить, зная период изменения их блеска.

Фотометрическое расстояния до скопления определяют следующим образом. Рассеянные скопления – это относительно молодые объекты. Все звезды в каждом отдельно взятом скоплении имеют примерно одинаковый возраст и находятся почти на одном и том же расстоянии. Поэтому на диаграмме цвет – звездная величина (это вариант диаграммы Герцшпрунга – Рассела, см. одноименный раздел 4.3) они располагаются вдоль так называемой Главной последовательности. Построим такие диаграммы для нескольких скоплений (например, Гиад и Плеяд) c известными расстояниями, используя абсолютные звездные величины (или светимости) вместо видимых величин. Для других рассеянных скоплений (с неизвестными расстояниями) со сходным химическим составом звезд мы также можем построить диаграммы Герцшпрунга – Рассела, но только для видимых звездных величин. Если бы мы могли использовать и для них абсолютные звездные величины (или светимость), то все диаграммы для скоплений одного состава совпали бы. Теперь попробуем совместить диаграммы для скоплений с известными и неизвестными расстояниями. Для последних это даст нам разность между видимой и абсолютной звездной величиной. По этой разности (и при известном межзвездном поглощении) мы можем определить расстояние до скопления.

Абсолютная звездная величина – это блеск, который имела бы звезда, находясь на расстоянии 10 парсек от нас.

Наконец, зная достаточно большое количество точных расстояний до хорошо изученных звезд, астрономы могут получать оценки, используя детальные звездные параметры. Скажем, по спектру какой-либо звезды можно найти похожую на уже известном расстоянии. Сравнивая их параметры, можно получить оценку расстояния до изучаемой звезды.

Устойчивость звезд определяется равновесием двух сил: гравитация стремится сжать звезду, а выделение энергии в термоядерных реакциях приводит к давлению (давлению излучения и газовому давлению), которое противодействует сжатию. При этом звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (или колеблется вблизи него).

Энергия выделяется во внутренних областях, а затем в основном передается к поверхности, откуда излучается в виде электромагнитных волн. При этом часть энергии (обычно несколько процентов) уносится нейтрино непосредственно из областей термоядерных реакций, поскольку недра звезд прозрачны для этих частиц. Ядро звезды имеет температуру от нескольких миллионов градусов и выше, а поверхность – от менее чем 3000 K примерно до 100 000–200 000 K (низкие температуры ядра и поверхности соответствуют легким звездам). Существует два основных способа передачи энергии от недр к поверхности – конвекция и излучение, и оба механизма реализуются в звездах.

Устойчивость звезды определяется равновесием между силами гравитации и давления.

В маломассивных звездах (с массой менее 1,2–1,3 солнечных), где горение водорода связано в первую очередь с pp-цепочкой, темп выделения энергии не слишком велик. Поэтому ее перенос во внутренних частях (ближе к ядру) может осуществляться в основном излучением. В более массивных звездах, в которых на Главной последовательности преобладает CNO-цикл, энергии выделяется больше, создается большой градиент температуры, и в итоге возникает необходимость в конвективном переносе энергии.

Энергия передается от недр к поверхности излучением и конвекцией.

Во внешних частях ситуация обратная. Из-за относительно невысокой температуры во внешних слоях маломассивных звезд среда становится недостаточно прозрачной. Поэтому перенос энергии излучением становится неэффективным, и запускается конвекция. В массивных звездах вещество остается полностью ионизованным, а потому среда достаточно прозрачна, и излучение справляется с переносом энергии к самой поверхности.

Количество лучистой энергии в звездах может быть настолько велико, что чрезвычайно важную роль начинает играть давление света. При росте массы звезды растет темп энерговыделения, в итоге возрастает световой поток во внешних областях звезды. Он не только вносит основной вклад в давление во внешних частях массивных звезд, он может быть настолько велик, что начнет «сдувать» наружные слои. Чем больше масса звезды, тем сильнее звездный ветер и больше потеря массы. Поэтому самые массивные звезды очень быстро «худеют».

Для звезды любой массы можно определить предельную светимость, ее называют эддингтоновской. Обычно чем массивнее звезда, тем ближе ее светимость к предельному значению. Звезда с массой в 20–30 раз больше солнечной имеет предельную светимость, в миллион раз превосходящую светимость Солнца. При этом наблюдаемая светимость таких звезд на Главной последовательности больше солнечной примерно в 100 000 раз. Самые массивные звезды имеют очень высокую светимость, но она все же меньше предельной.