Astronet > Shkala rasstoyanii vo vselennoi

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Shkala rasstoyanii vo vselennoi

A.S.RASTORGUEV

Moskovskii gosudarstvennyi universitet im. M.V. Lomonosova

Rassmotrena glubinnaya svyaz' osnov astronomii - metodov i rezul'tatov opredeleniya rasstoyanii v Galaktike i za ee predelami - s klyuchevymi problemami sovremennoi astrofiziki: teoriei zvezdnoi evolyucii i kosmologiei. Vnimanie chitatelei obrasheno na protivorechie mezhdu malym vozrastom Vselennoi, ocenivaemym cherez postoyannuyu Habbla, i bol'shim vozrastom sharovyh skoplenii, predskazyvaemym teoriei zvezdnoi evolyucii.

Chto takoe “shkala rasstoyanii”

Polozhenie Solnechnoi sistemy v Galaktike, razmery galaktik, rasstoyaniya do nih - eto te vazhnye voprosy, na kotorye astronomy pytayutsya poluchit' otvet na protyazhenii mnogih desyatiletii. Kompleks etih zadach obychno ob'edinyayut terminom “problema shkaly rasstoyanii”. Umet' opredelyat' nadezhnye rasstoyaniya v mire kosmicheskih ob'ektov neobhodimo uzhe v silu togo, chto ih znanie pozvolyaet postroit' model' stroeniya Galaktiki, skoplenii galaktik i dazhe struktury obozrimoi chasti Vselennoi. Ochevidno, chto ot prinyatoi shkaly rasstoyanii zavisyat takzhe ocenki massy zvezdnyh sistem, poskol'ku massa i lineinyi razmer odnoznachno opredelyayut skorost' vrasheniya Galaktiki ili velichinu skorostei zvezd, naselyayushih zvezdnoe skoplenie (opredelyaemyh formuloi $V^{2}\propto k\frac{G\cdot M}{R}$ , gde $G$ - gravitacionnaya postoyannaya, $M$ - massa zvezdnoi sistemy, a $k$ - postoyannyi koefficient poryadka 1, zavisyashii ot geometrii raspredeleniya mass v sisteme). Ne vse, odnako, dogadyvayutsya, chto problema shkaly rasstoyanii yavlyaetsya gorazdo bolee obshei i neposredstvenno zatragivaet samye fundamental'nye kosmologicheskie parametry, takie, kak velichina postoyannoi Habbla H (kotoraya harakterizuet skorost' rasshireniya Vselennoi i yavlyaetsya koefficientom proporcional'nosti mezhdu skorost'yu udaleniya dalekih galaktik i rasstoyaniem, $V\approx H\cdot R$ , gde $R$ - rasstoyanie), vozrast Vselennoi i vozrast predstavitelei starogo naseleniya galaktik, v pervuyu ochered' sharovyh zvezdnyh skoplenii. Mozhet pokazat'sya udivitel'nym, chto, nesmotrya na progress astronomicheskih issledovanii, my do sih por ne znaem s dostatochnoi tochnost'yu shkalu rasstoyanii vo Vselennoi.

Razumeetsya, predstavleniya o dostatochnoi tochnosti vo vse vremena byli svoi. Oni opredelyalis' masshtabom reshaemyh zadach. Tak, bolee 400 let nazad Nikolai Kopernik prishel k vyvodu, chto zvezdy raspolozheny po krainei mere v 1000 raz dal'she ot nas, chem Solnce. Teper'-to my znaem, chto on oshibsya v svoih ocenkah po krainei mere v 200 raz. Eto byla odna iz pervyh smelyh popytok sootnesti mezhzvezdnye rasstoyaniya s privychnymi zemnymi masshtabami. Gorazdo pozdnee, v pervoi treti XX veka, astronomam dostatochno bylo nauchit'sya opredelyat' vnegalakticheskie rasstoyaniya s tochnost'yu do poryadka velichiny, chtoby dokazat', chto tak nazyvaemye spiral'nye tumannosti predstavlyayut soboi takie zhe galaktiki, kak nasha. Chto zhe do mezhzvezdnyh rasstoyanii, to v blizhaishih okrestnostyah Solnca (vplot' do rasstoyanii poryadka 10-20 pk oni uzhe i v to vremya byli horosho izvestny. Netrudno ponyat', chto adekvatnoe ponimanie kak stroeniya nashei Galaktiki, tak i obozrimoi chasti Vselennoi vozmozhno lish' v tom sluchae, esli my sumeem pravil'no prodolzhit' shkalu mezhzvezdnyh rasstoyanii na mezhgalakticheskie masshtaby, to est' naidem tu lineiku, s pomosh'yu kotoroi mozhno ravnym obrazom nadezhno izmeryat' rasstoyaniya do zvezd i drugih galaktik.

Problema kazhetsya trivial'noi tol'ko na pervyi vzglyad. Odnako odno lish' to, chto ei posvyasheno mnozhestvo publikacii v special'noi astronomicheskoi literature, chto ona zatragivaetsya prakticheski na kazhdom kollokviume ili simpoziume Mezhdunarodnogo astronomicheskogo soyuza, posvyashennyh voprosam galakticheskoi ili vnegalakticheskoi astronomii, dokazyvaet ee aktual'nost' na protyazhenii poslednih desyatiletii. V nachale 1980-h godov v svyazi s podgotovkoi kosmicheskogo proekta HIPPARCOS, odnoi iz glavnyh celei kotorogo bylo izmerenie vysokotochnyh rasstoyanii do zvezd, mnogie astronomy nadeyalis', chto rezul'taty, poluchennye v hode vypolneniya proekta, pozvolyat okonchatel'no reshit' problemu shkaly rasstoyanii. V iyune 1997 goda rezul'taty etogo vpechatlyayushego kosmicheskogo eksperimenta, i v pervuyu ochered' katalog rasstoyanii do 118 000 zvezd, stali dostoyaniem shirokih astronomicheskih krugov. Srazu zhe stalo yasno, chto proekt vse zhe ne smog okonchatel'no reshit' problemu shkaly rasstoyanii. Davaite vnimatel'no rassmotrim, chto lezhit v osnove sovremennoi astronomicheskoi shkaly rasstoyanii i v chem sostoit sama problema.

Opredelenie rasstoyanii do zvezd i rasseyannyh zvezdnyh skoplenii

Metody opredeleniya rasstoyanii do zvezd delyatsya na dve gruppy: geometricheskie i fotometricheskie [1]. K chislu geometricheskih metodov otnositsya neposredstvennoe izmerenie tak nazyvaemogo trigonometricheskogo (ili godichnogo) parallaksa, to est' parallakticheskogo smesheniya zvezdy na nebesnoi sfere, obuslovlennogo orbital'nym dvizheniem Zemli vokrug Solnca (ris. 1). Klassicheskimi fotograficheskimi metodami parallaks (oboznachaemyi grecheskoi bukvoi $\pi$ i izmeryaemyi v uglovyh sekundah) opredelyaetsya so srednei tochnost'yu poryadka 0,"02-0,"05. Eto oznachaet, chto lish' dlya blizhaishih zvezd (v predelah 20-30 pk) rasstoyaniya izvestny s tochnost'yu ne huzhe 50%. Kosmicheskii apparat HIPPARCOS rasshiril etu sferu primerno do 300-500 pk. Dlya prakticheskih celei (issledovaniya stroeniya Galaktiki, naprimer) trebuetsya znachitel'no bolee vysokaya tochnost' - ne huzhe 5-10%, poetomu pryamoe izmerenie mezhzvezdnyh rasstoyanii vozmozhno lish' v nebol'shoi po galakticheskim merkam okrestnosti Solnca. Dlya togo chtoby izuchat' stroenie Galaktiki i tem bolee mir galaktik, my dolzhny umet' perenosit' lokal'nuyu shkalu rasstoyanii na galakticheskie masshtaby.

Ris. 1.Opredelenie godichnogo, ili trigonometricheskogo, parallaksa. Parallaks raven bol'shoi osi ellipsa vidimogo peremesheniya zvezdy na nebesnoi sfere vsledstvie orbital'nogo dvizheniya Zemli

Dlya etoi celi ispol'zuetsya informaciya o svetimostyah zvezd. Znaya svetimost' (ili, chto odno i to zhe, absolyutnuyu zvezdnuyu velichinu), vidimyi blesk i velichinu poglosheniya sveta (dlya etogo dostatochno opredelit' vidimyi blesk zvezdy s pomosh'yu fotometrii v treh cvetovyh polosah), mozhno rasschitat' rasstoyanie do zvezdy po prostoi formule

m - M = 5 lg R - 5 + A,

gde A - pogloshenie sveta, a rasstoyanie R izmeryaetsya v parsekah. Raznost' vidimoi i absolyutnoi velichin (m - M ) prinyato nazyvat' modulem rasstoyaniya. Absolyutnuyu velichinu dlya mnogih tipov zvezd opredelyayut po izvestnym parallaksam podobnyh zvezd, naselyayushih solnechnuyu okrestnost'. Ochevidno, eto odin iz vozmozhnyh sposobov ustanovleniya shkaly rasstoyanii. Naidennye po etoi formule rasstoyaniya (ili parallaksy) chasto nazyvayut fotometricheskimi, chtoby podcherknut' metod ih izmereniya.

Odnako sredi zvezd solnechnoi okrestnosti s parallaksami, izmeryaemymi trigonometricheskim metodom, podavlyayushee bol'shinstvo sostavlyayut zvezdy-karliki, to est' zvezdy, nahodyashiesya na toi zhe stadii evolyucii, chto i Solnce. Oni prinadlezhat k chislu sravnitel'no slabyh zvezd Galaktiki. Zvezd - krasnyh gigantov, kotorye v 100 raz yarche Solnca, v blizhaishei okrestnosti dovol'no malo. Eshe bolee yarkih zvezd uzh sovsem edinicy. Rech' idet o samyh molodyh i goryachih zvezdah i sverhgigantah, prevoshodyashih Solnce po svetimosti v tysyachi i desyatki tysyach raz. Prichinoi ih malogo chisla yavlyaetsya obshaya tendenciya rezkogo padeniya chisla yarkih zvezd s rostom svetimosti.

Dlya opredeleniya svetimostei absolyutno yarkih zvezd ispol'zuyut rasseyannye zvezdnye skopleniya [2]. Na ris. 2 izobrazhena diagramma cvet - vidimaya zvezdnaya velichina dlya tipichnogo rasseyannogo skopleniya Pleyady, blizkogo i vidnogo dazhe nevooruzhennym glazom na osennem i zimnem nebe. Na etoi diagramme vydelyaetsya glavnaya posledovatel'nost' zvezd, istochnikom energovydeleniya kotoryh sluzhat reakcii yadernogo goreniya vodoroda. Poskol'ku razmery bol'shinstva skoplenii sravnitel'no neveliki po sravneniyu s rasstoyaniem do nih, modul' rasstoyaniya dlya vseh chlenov skopleniya prakticheski odinakov. Ego mozhno opredelit' sravneniem vidimoi velichiny zvezd skopleniya s absolyutnoi velichinoi podobnyh zvezd drugogo skopleniya, rasstoyanie do kotorogo uzhe opredeleno nezavisimym metodom. Iz-za bol'shogo chisla zvezd v skoplenii rasstoyanie ocenivaetsya s vysokoi tochnost'yu.

Ris. 2. Diagramma Gercshprunga-Ressela (cvet-zvezdnaya velichina) dlya rasseyannogo zvezdnogo skopleniya Pleyady. Po gorizontal'noi osi otlozhen nablyudaemyi pokazatel' cveta B-V, po vertikal'noi: sleva - vidimaya velichina v zheltoi polose V, sprava - absolyutnaya velichina M_V . Zvezdy koncentriruyutsya k glavnoi posledovatel'nosti (zvezd-karlikov). (B-V)₀ - istinnyi pokazatel' cveta

Standartnoi lineikoi dlya izmereniya rasstoyanii mezhdu skopleniyami sluzhit horosho izvestnoe skoplenie Giady (raspolozhennoe vblizi Al'debarana - yarchaishei zvezdy sozvezdiya Tel'ca). Ono obladaet odnim sovershenno unikal'nym svoistvom, blagodarya kotoromu my mozhem opredelit' rasstoyanie do nego nezavisimym sposobom s ispol'zovaniem drugogo geometricheskogo metoda - metoda gruppovogo ili statisticheskogo parallaksa [1]. Sut' metoda v sleduyushem. Giady - blizkoe skoplenie, imeyushee zametnuyu skorost' dvizheniya otnositel'no Solnca. Po zakonu perspektivy vse vhodyashie v nego zvezdy budut smeshat'sya po bol'shim krugam nebesnoi sfery, peresekayushimsya v odnoi tochke, nazyvaemoi radiantom skopleniya (ris. 3).

Ris. 3. Radiant blizkogo rasseyannogo skopleniya Giady. Vektory izobrazhayut napravleniya dvizheniya otdel'nyh zvezd

Polozhenie radianta legko opredelyaetsya po sobstvennym dvizheniyam zvezd, a skorost' skopleniya - po luchevym skorostyam (izmeryaemym na osnovanii effekta Doplera). Princip izmereniya gruppovogo parallaksa ponyaten iz ris. 4. Na nem izobrazhena odna iz zvezd skopleniya, nahodyashayasya ot nas na rasstoyanii r (pust' ono vyrazheno v parsekah). Pust' $\lambda$ - ugol mezhdu napravleniem na zvezdu i “antiradiant” skopleniya, $\bar{V}$ - vektor otnositel'noi skorosti skopleniya, V_r i V_t - sootvetstvenno luchevaya i tangencial'naya skorosti (v km/s), a $\mu$ - sobstvennoe dvizhenie zvezdy (vyrazhennoe v uglovyh sekundah v god). Netrudno ponyat', chto vse eti velichiny svyazany mezhdu soboi formuloi 4,738 $\mu r = V_{r} \tg \lambda$ . Po etoi formule mozhno rasschitat' rasstoyanie do kazhdoi zvezdy dvizhushegosya skopleniya i, sledovatel'no, srednee dlya vsego skopleniya. Naidennoe takim metodom rasstoyanie do Giad okazalos' ravnym 45 $\pm$ 1 pk, chto nedavno bylo podtverzhdeno rezul'tatami, poluchennymi so sputnika HIPPARCOS.

Ris. 4.Princip izmereniya gruppovogo parallaksa. Pokazany napravlenie otnositel'noi skorosti gruppy zvezd i ee luchevaya i tangencial'naya komponenty. r - rasstoyanie do zvezdy

Takim obrazom, vplot' do poslednego vremeni shkala rasstoyanii rasseyannyh skoplenii fakticheski opiralas' na edinstvennoe skoplenie - Giady. Seichas HIPPARCOS izmeril rasstoyanie eshe do odnogo iz blizhaishih skoplenii - Pleyad, ono ravno 120 pk. Opirayas' na rasstoyaniya rasseyannyh skoplenii, mozhno sdelat' eshe odin vazhnyi shag na puti sozdaniya astronomicheskoi shkaly rasstoyanii.

Tak, v neskol'kih molodyh rasseyannyh skopleniyah vstrechayutsya cefeidy. Eti pul'siruyushie peremennye zvezdy-sverhgiganty spektral'nyh klassov F-G, obladayushie gromadnoi svetimost'yu i prakticheski stabil'nymi radial'nymi pul'saciyami obolochki [3], igrayut ogromnuyu rol' v izuchenii galaktik. V nashei Galaktike otkryto bolee 1000 zvezd etogo tipa, imeyushih periody izmeneniya bleska ot 2 do 68 sutok s amplitudoi, dostigayushei 1,5^m ; iz-za ih vysokoi svetimosti cefeidy vidny dazhe v dalekih spiral'nyh galaktikah (na rasstoyaniyah svyshe 10 Mpk). Chto zhe delaet cefeidy stol' interesnymi ob'ektami? Delo v tom, chto u cefeid imeetsya chetkaya zavisimost' mezhdu periodom pul'sacii i srednei absolyutnoi velichinoi (ili srednei po periodu pul'sacii svetimost'yu), imeyushaya vid (dlya zheltogo uchastka spektra) M_sr $\approx$ -1,0^m - 2,9^m lg P, gde P - vyrazhennyi v sutkah period izmeneniya bleska. Parametry zavisimosti period-svetimost' opredelyayutsya vsego lish' po devyati cefeidam - chlenam molodyh rasseyannyh skoplenii. Poskol'ku cefeidy i drugie molodye ob'ekty tesno svyazany s oblastyami tekushego zvezdoobrazovaniya, analiz ih raspredeleniya v Galaktike pozvolyaet raspoznat' stroenie ee spiral'nogo uzora, naibolee chetko namechaemogo imenno samymi molodymi ob'ektami vysokoi svetimosti. I razumeetsya, s pomosh'yu etoi zavisimosti uzhe mozhno ocenivat' fotometricheskie rasstoyaniya do drugih galaktik, soderzhashih cefeidy! Eto i est' shkala rasstoyanii, kotoruyu my hoteli postroit'. Itak, rezyumiruya rasskazannoe, izobrazim logicheskuyu cepochku svyazei, na kotoruyu v konechnom schete opiraetsya prinimaemaya astronomami shkala rasstoyanii:

Rasstoyanie do Giad i Pleyad (metod gruppovogo parallaksa) $\longrightarrow$

$\longrightarrow$ fotometricheskie rasstoyaniya do molodyh
rasseyannyh skoplenii, soderzhashih devyat' cefeid
(vychislennye cherez modul' rasstoyanii) $\longrightarrow$

$\longrightarrow$ parametry zavisimosti period-svetimost' dlya cefeid $\longrightarrow$

$\longrightarrow$ fotometricheskie rasstoyaniya do galaktik, soderzhashih cefeidy.

Ochevidno, vsledstvie slozhnoi struktury etoi cepochki na shkalu rasstoyanii okazyvayut vliyanie vse vozmozhnye istochniki oshibok, kak sluchainyh, tak i sistematicheskih.

Shkala rasstoyanii staryh ob'ektov galaktiki

Vse ob'ekty, o kotoryh my upomyanuli v svyazi s sozdaniem shkaly rasstoyanii, naselyayut disk Galaktiki i yavlyayutsya ochen' molodymi (tak, vozrast cefeid ne bolee 50-80 mln let). A kak opredelyayutsya rasstoyaniya do staryh ob'ektov Galaktiki, naprimer sharovyh zvezdnyh skoplenii [2] i odinochnyh zvezd galakticheskogo galo? Raz zvezdy diska i galo imeyut raznyi vozrast, proishozhdenie, himicheskii sostav i nahodyatsya na raznyh stadiyah zvezdnoi evolyucii, podhodit' k nim s edinoi merkoi ne tak prosto. Dlya togo chtoby ustanovit' shkalu rasstoyanii, prigodnuyu dlya staryh ob'ektov, neobhodimo naiti nezavisimyi sposob opredeleniya rasstoyanii hotya by do nekotoryh iz nih. Takimi ob'ektami stali pul'siruyushie peremennye (i snova vyruchayut nas peremennye zvezdy!) zvezdy tipa RR Liry, nazvannye tak v sootvetstvii s prinyatym v “Obshem kataloge peremennyh zvezd” oboznacheniem naibolee horosho izuchennogo predstavitelya etogo klassa - zvezdy RR v sozvezdii Liry [3].

Eti zvezdy menyayut svoi blesk s periodami ot 0,4 do 1 sutok, no v otlichie ot cefeid diska vse imeyut priblizitel'no odnu i tu zhe srednyuyu svetimost'. Zvezdy etogo klassa (gorazdo bolee slabye, chem cefeidy) v bol'shom kolichestve naselyayut gorizontal'nuyu vetv' sharovyh skoplenii na diagramme cvet-zvezdnaya velichina (ris. 5) i yavlyayutsya osnovoi opredeleniya rasstoyanii do etih skoplenii. Dlya etogo nuzhno tol'ko nezavisimym sposobom opredelit' ih absolyutnuyu velichinu i, izmeriv vidimuyu velichinu, vychislit' fotometricheskoe rasstoyanie. Do nedavnego vremeni dlya opredeleniya absolyutnyh velichin zvezd tipa RR Liry ispol'zovalsya edinstvennyi dostupnyi i nadezhnyi sposob - metod statisticheskih parallaksov. On yavlyaetsya slozhnym obobsheniem uzhe rassmotrennogo metoda gruppovogo parallaksa, uchityvayushim tot fakt, chto zvezdy tipa RR Liry ne tol'ko obladayut obshim dvizheniem otnositel'no Solnca, no i v otlichie ot chlenov rasseyannogo skopleniya s bol'shimi (poryadka 150 km/s, chto svoistvenno zvezdam galakticheskogo galo) skorostyami dvizhutsya odna otnositel'no drugoi.

Ris. 5.Diagramma Gercshprunga-Ressela (cvet-absolyutnaya zvezdnaya velichina) dlya tipichnogo sharovogo zvezdnogo skopleniya. Pokazano polozhenie pul'siruyushih peremennyh zvezd tipa RR Liry na gorizontal'noi vetvi. KG - vetv' krasnyh gigantov, GP - chast' glavnoi posledovatel'nosti, naselennaya zvezdami maloi massy

Kak i v metode gruppovogo parallaksa, dlya vychisleniya absolyutnyh velichin (i, sledovatel'no, rasstoyanii) ispol'zuyutsya luchevye skorosti i sobstvennye dvizheniya zvezd, a takzhe ih vidimye zvezdnye velichiny. Sut' metoda svoditsya k tomu, chto obshee dvizhenie gruppy zvezd otnos