Цефеиды
Цефеиды — яркие пульсирующие звёзды, у которых период пульсаций связан со светимостью. Как их открыли, почему они служат «стандартными свечами» и что с их помощью измерили.
Цефеиды — класс ярких звёзд, периодически меняющих блеск. Они названы по звезде δ Цефея, переменность которой в 1784 году обнаружил английский астроном Джон Гудрайк. Цефеиды важны не сами по себе: по ним определяют расстояния до далёких галактик.
Что это за звёзды
Классические цефеиды — жёлтые сверхгиганты в тысячи–десятки тысяч раз ярче Солнца и массой от 4 до 20 солнечных. Блеск такой звезды меняется строго периодично: от одних до сотни суток, в зависимости от её светимости. Меняется не только блеск: звезда настоящим образом пульсирует, её радиус увеличивается и уменьшается на несколько-десять процентов, а вместе с ним меняются температура и цвет.
Причина пульсаций — в слое гелия под поверхностью. При сжатии он нагревается и ионизуется, становится более непрозрачным, давление из недр толкает слои наружу. После расширения газ остывает, прозрачность падает, и звезда сжимается снова. Это самоподдерживающийся цикл; он работает только у звёзд определённой температуры и светимости, которые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела лежат в узкой «полосе нестабильности».
Знаменитая цефеида — Полярная звезда (о других типах звёзд — в разделе «Звёзды»). Её блеск меняется с периодом около четырёх суток, но очень слабо, и невооружённым глазом этого не заметить.
Связь период — светимость
В 1908–1912 годах американский астроном Генриетта Ливитт изучала цефеиды в Малом Магеллановом Облаке. Все эти звёзды находятся на примерно одинаковом расстоянии от нас, поэтому различия в видимом блеске отражали различия в светимости. Ливитт обнаружила: чем дольше период, тем ярче звезда. Это правило позволило превратить цефеиды в «стандартные свечи»: измерив период, мы узнаём истинную светимость, а сравнив её с видимым блеском — расстояние.
Измерение расстояний
В 1923–1924 годах Эдвин Хаббл нашёл цефеиды в туманности Андромеды и определил, что до неё около миллиона световых лет по тогдашним оценкам. Это значительно дальше размеров Млечного Пути, и стало ясно, что туманности — отдельные галактики («Галактики»). Позже выяснилось, что есть два типа таких звёзд: классические и более слабые цефеиды второго типа, — и шкалу расстояний пришлось удвоить.
Сегодня цефеиды — ступень «лестницы расстояний». Их расстояния калибруют с помощью параллаксов космического телескопа «Гайя», а затем измеряют до галактик на расстоянии в десятки миллионов парсеков. На этой лестнице строят и определение скорости расширения Вселенной (постоянной Хаббла). Сейчас она вызывает один из главных споров космологии: цефеиды и сверхновые дают значение около 73 км/с на мегапарсек, а наблюдения реликтового излучения — около 67–68.