Маяки вселенной – цефеиды

Маяки вселенной – цефеиды

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. Поэтому 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. Прототип – 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

m-M = 5lgR – 5+A,

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. Хорошо 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.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.