Цефеиды – маяки Вселенной

Цефеиды

Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.

Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются классом звездных небесных тел, который называют переменные цефеиды.

Где их можно найти

Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной. Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд. Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).

Так как светимость цефеид переменная, в качестве наблюдаемой звездной величины можно взять среднее значение (m_max + m_min)/2, где m_max и m_min определяются по приведенным выше графикам. Результаты расстояния для всех цефеид можно в конце усреднить, что и будет примерным расстоянием до галактики.

Из закона обратных квадратов выводится связь между яркостями на двух различных расстояниях:

где L₁ и L₂ — это яркости на расстояниях r₁ и r₂ (4πr 2 — это площадь сферы, по которой распределяется поток фотонов). Отсюда и из первой формулы из условия можно получить связь звездных величин на двух различных расстояниях:

Теперь можно найти связь между расстоянием D, наблюдаемой на этом расстоянии звездной величиной m и абсолютной звездной величиной M (то есть звездной величиной объекта, если бы он находился на расстоянии 10 пк):

Зная период пульсаций цефеиды можно посчитать абсолютную звездную величину по формуле, приведенной в условии. После чего можно посчитать значения D для каждой из цефеид и усреднить результаты, чтобы получить более точное значение. Результаты приведены в таблице ниже.

Можно заметить большую разницу в измеренных расстояниях D для различных цефеид. Очевидно, что если эти цефеиды лежат в одной и той же галактике M100, то разница не должна быть такой. Дело в том, что формула, связывающая период цефеид с их абсолютной звездной величиной, не работает для каждой отдельной цефеиды, так как все цефеиды слегка разные. Но эта формула работает в среднем на некоторой большой выборке. Полученное нами значение близко к нынешней оценке расстояния до М100, которая равна примерно 17 Мпк.

Рис. 4. Цефеида (центральное пятно во врезке), обнаруженная телескопом «Хаббл» в области звездообразования в одном из рукавов галактики М100. Изображение с сайта eso.org

Интересные факты

1. Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды;
2. Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 млн. световых лет;
3. Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.