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

Парсек в 206 265 раз больше астрономической единицы – расстояния от Земли до Солнца – и равен 3,26 светового года.

Измерения параллаксов – это самый прямой и точный способ измерения расстояний до звезд. Астрономы даже придумали специальную величину – парсек. Это расстояние до звезды, чей годичный параллакс равен одной угловой секунде. Один парсек примерно равен 3,26 светового года, или 3,1×10 18 см. Однако даже самые близкие звезды имеют параллакс менее 1'', а измерять столь малые углы сложно. До 1990-х гг. таким способом расстояния с хорошей точностью измерялись лишь в пределах сотни парсек, причем для довольно небольшого числа звезд. В 1989 г. был запущен астрометрический спутник Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite, Спутник для измерения параллаксов с высокой точностью, акроним созвучен с именем древнегреческого астронома Гиппарха Никейского), работа которого позволила за несколько лет с достаточной точностью измерить расстояния до десятков тысяч звезд в пределах сотен парсек. Сейчас на орбите работает спутник Gaia, который поможет надежно измерять расстояния уже до сотен миллионов звезд в пределах 10 000 парсек, что позволит впервые создать трехмерную карту Галактики (точнее, ее половины).

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.