Единое окно доступа к образовательным ресурсам

Шкала расстояний во Вселенной

Голосов: 1

Рассмотрена глубинная связь основ астрономии - методов и результатов определения расстояний в Галактике и за ее пределами - с ключевыми проблемами современной астрофизики: теорией звездной эволюции и космологией. Внимание читателей обращено на противоречие между малым возрастом Вселенной, оцениваемым через постоянную Хаббла, и большим возрастом шаровых скоплений, предсказываемым теорией звездной эволюции.

Приведенный ниже текст получен путем автоматического извлечения из оригинального PDF-документа и предназначен для предварительного просмотра.
Изображения (картинки, формулы, графики) отсутствуют.
                              DISTANCE SCALE                ШКАЛА РАССТОЯНИЙ
                          IN THE UNIVERSE
                          A. S. RASTORGUEV
                                                        ВО ВСЕЛЕННОЙ
                                                        Д. л. кДлнйкЙмЦЗ
                          The intimate connection       еУТНУ‚ТНЛИ „УТЫ‰‡ ТЪ‚ВММ˚И ЫМЛ‚В ТЛЪВЪ
                          of fundamentals of astron-    ЛП. е.З. гУПУМУТУ‚‡
                          omy – the methods and
                          results of distance mea-
                                                               унй нДдйЦ “тдДгД кДллнйьзав”
                          surements in our Galaxy
                                                                   Положение Солнечной системы в Галактике,
                          and beyond – with most
                                                               размеры галактик, расстояния до них – это те важ-
                          critical problems of con-            ные вопросы, на которые астрономы пытаются по-
                          temporary astrophysics –             лучить ответ на протяжении многих десятилетий.
                                                               Комплекс этих задач обычно объединяют термином
                          theory of stellar evolution
                                                               “проблема шкалы расстояний”. Уметь определять
                          and cosmology is dis-                надежные расстояния в мире космических объектов
                          cussed. The attention is             необходимо уже в силу того, что их знание позволя-
                                                               ет построить модель строения Галактики, скопле-
                          paid to the contradiction
                                                               ний галактик и даже структуры обозримой части
                          between small age of                 Вселенной. Очевидно, что от принятой шкалы рас-
                          the Universe estimated               стояний зависят также оценки массы звездных сис-
                                                               тем, поскольку масса и линейный размер однознач-
                          through the Hubble con-
                                                               но определяют скорость вращения Галактики или
                          stant and large age of               величину скоростей звезд, населяющих звездное
                          globular clusters pre-                                                            GЧM
                                                               скопление (определяемых формулой V ∝ k ---------------,
                                                                                                       2

                          dicted by the theory of                                                             R
                                                               где G – гравитационная постоянная, M – масса
                          stellar evolution.                   звездной системы, а k – постоянный коэффициент
                                                               порядка 1, зависящий от геометрии распределения
                                                               масс в системе). Не все, однако, догадываются, что
                          к‡ТТПУЪ ВМ‡ „ОЫ·ЛММ‡fl
                                                               проблема шкалы расстояний является гораздо бо-
                          Т‚flБ¸ УТМУ‚ ‡ТЪ УМУ-                 лее общей и непосредственно затрагивает самые
                          ПЛЛ – ПВЪУ‰У‚ Л ВБЫО¸-               фундаментальные космологические параметры, та-
                                                               кие, как величина постоянной Хаббла H (которая
                          Ъ‡ЪУ‚ УФ В‰ВОВМЛfl ‡Т-
                                                               характеризует скорость расширения Вселенной и яв-
                          ТЪУflМЛИ ‚ Й‡О‡НЪЛНВ Л                ляется коэффициентом пропорциональности между
                          Б‡ ВВ Ф В‰ВО‡ПЛ – Т                  скоростью удаления далеких галактик и расстояни-
                                                               ем, V ≈ H Ч R, где R – расстояние), возраст Вселен-
                          НО˛˜В‚˚ПЛ Ф У·ОВП‡-
                                                               ной и возраст представителей старого населения
                          ПЛ ТУ‚ ВПВММУИ ‡ТЪ У-                галактик, в первую очередь шаровых звездных скоп-
                          ЩЛБЛНЛ: ЪВУ ЛВИ Б‚ВБ‰-               лений. Может показаться удивительным, что, не-
                                                               смотря на прогресс астрономических исследова-
                          МУИ ˝‚УО˛ˆЛЛ Л НУТПУ-
                                                               ний, мы до сих пор не знаем с достаточной
                          ОУ„ЛВИ. ЗМЛП‡МЛВ ˜ЛЪ‡-               точностью шкалу расстояний во Вселенной.
                          ЪВОВИ У· ‡˘ВМУ М‡ Ф У-                   Разумеется, представления о достаточной точ-
                          ЪЛ‚У В˜ЛВ ПВК‰Ы П‡-                  ности во все времена были свои. Они определялись
                                                               масштабом решаемых задач. Так, более 400 лет на-
© к‡ТЪУ „ЫВ‚ Д.л., 1999




                          О˚П ‚УБ ‡ТЪУП ЗТВОВМ-                зад Николай Коперник пришел к выводу, что звезды
                          МУИ, УˆВМЛ‚‡ВП˚П ˜В ВБ               расположены по крайней мере в 1000 раз дальше от
                          ФУТЪУflММЫ˛ п‡··О‡, Л                 нас, чем Солнце. Теперь-то мы знаем, что он ошиб-
                                                               ся в своих оценках по крайней мере в 200 раз. Это
                          ·УО¸¯ЛП ‚УБ ‡ТЪУП ¯‡-                была одна из первых смелых попыток соотнести
                           У‚˚ı ТНУФОВМЛИ, Ф В‰-               межзвездные расстояния с привычными земными
                          ТН‡Б˚‚‡ВП˚П ЪВУ ЛВИ                  масштабами. Гораздо позднее, в первой трети XX ве-
                                                               ка, астрономам достаточно было научиться опреде-
                          Б‚ВБ‰МУИ ˝‚УО˛ˆЛЛ.                   лять внегалактические расстояния с точностью до


                                                        кДлнйкЙмЦЗ Д.л. тдДгД кДллнйьзав Зй ЗлЦгЦззйв                    91


     порядка величины, чтобы доказать, что так называ-            ной сфере, обусловленного орбитальным движени-
     емые спиральные туманности представляют собой                ем Земли вокруг Солнца (рис. 1). Классическими
     такие же галактики, как наша. Что же до межзвезд-            фотографическими методами параллакс (обознача-
     ных расстояний, то в ближайших окрестностях                  емый греческой буквой π и измеряемый в угловых
     Солнца (вплоть до расстояний порядка 10–20 пк1               секундах) определяется со средней точностью по-
     они уже и в то время были хорошо известны. Нетруд-                   ″    ″
                                                                  рядка 0,02–0,05. Это означает, что лишь для бли-
     но понять, что адекватное понимание как строения             жайших звезд (в пределах 20–30 пк) расстояния из-
     нашей Галактики, так и обозримой части Вселенной             вестны с точностью не хуже 50%. Космический
     возможно лишь в том случае, если мы сумеем пра-              аппарат HIPPARCOS расширил эту сферу пример-
     вильно продолжить шкалу межзвездных расстоя-                 но до 300–500 пк. Для практических целей (иссле-
     ний на межгалактические масштабы, то есть найдем             дования строения Галактики, например) требуется
     ту линейку, с помощью которой можно равным об-               значительно более высокая точность – не хуже 5–
     разом надежно измерять расстояния до звезд и дру-            10%, поэтому прямое измерение межзвездных рас-
     гих галактик.                                                стояний возможно лишь в небольшой по галактиче-
         Проблема кажется тривиальной только на пер-              ским меркам окрестности Солнца. Для того чтобы
     вый взгляд. Однако одно лишь то, что ей посвящено            изучать строение Галактики и тем более мир галак-
     множество публикаций в специальной астрономиче-              тик, мы должны уметь переносить локальную шка-
     ской литературе, что она затрагивается практически           лу расстояний на галактические масштабы.
     на каждом коллоквиуме или симпозиуме Междуна-                   Для этой цели используется информация о свети-
     родного астрономического союза, посвященных во-              мостях звезд. Зная светимость (или, что одно и то же,
     просам галактической или внегалактической астро-             абсолютную звездную величину3), видимый блеск и
     номии, доказывает ее актуальность на протяжении              величину поглощения света (для этого достаточно
     последних десятилетий. В начале 1980-х годов в               определить видимый блеск звезды с помощью фото-
     связи с подготовкой космического проекта HIP-                метрии в трех цветовых полосах), можно рассчитать
     PARCOS2, одной из главных целей которого было                расстояние до звезды по простой формуле
     измерение высокоточных расстояний до звезд, мно-
     гие астрономы надеялись, что результаты, полу-                                m − M = 5lg R − 5 + A,
     ченные в ходе выполнения проекта, позволят окон-             где A – поглощение света, а расстояние R измеряет-
     чательно решить проблему шкалы расстояний. В                 ся в парсеках. Разность видимой и абсолютной вели-
     июне 1997 года результаты этого впечатляющего ко-            чин (m − M ) принято называть модулем расстояния.
     смического эксперимента, и в первую очередь ката-
     лог расстояний до 118 000 звезд, стали достоянием            3
                                                                   Под абсолютной звездной величиной (часто обозначае-
     широких астрономических кругов. Сразу же стало               мой буквой М в отличие от видимой величины m) пони-
     ясно, что проект все же не смог окончательно ре-             мают звездную величину, которую имела бы звезда, рас-
     шить проблему шкалы расстояний. Давайте внима-               полагаясь от нас на расстоянии 10 пк. Абсолютная звезд-
     тельно рассмотрим, что лежит в основе современ-              ная величина позволяет вычислить энерговыделение
     ной астрономической шкалы расстояний и в чем                 звезды, то есть светимость по сравнению с Солнцем.
     состоит сама проблема.

     йикЦСЦгЦзаЦ кДллнйьзав Сй бЗЦбС
     а кДллЦьззхп бЗЦбСзхп лдйигЦзав
        Методы определения расстояний до звезд делят-                                                          Звезда
     ся на две группы: геометрические и фотометричес-
     кие [1]. К числу геометрических методов относится
     непосредственное измерение так называемого три-
     гонометрического (или годичного) параллакса, то
     есть параллактического смещения звезды на небес-
     1
       Парсек (или сокращенно пк) – единица измерения рас-
     стояний в астрономии. 1 пк соответствует расстоянию, с
     которого радиус земной орбиты виден под углом в 1 се-
     кунду дуги. Нетрудно вычислить, что 1 пк = 206 265 а.е. =        Земля             Солнце
     = 3,08 ⋅ 1013 км (1 а.е. равна расстоянию от Земли до
     Солнца).
     2
       Название HIPPARCOS (High Precision PARallax Collec-
     ting Satellite) вольно переводится как спутник, предназна-        Рис. 1. Определение годичного, или тригономет-
     ченный для измерения высокоточных параллаксов. В те-              рического, параллакса. Параллакс равен большой
     чение 30 месяцев работы на орбите в 1991–1993 годах с             оси эллипса видимого перемещения звезды на
     его помощью измерялись параллаксы и собственные дви-              небесной сфере вследствие орбитального движе-
     жения большого числа звезд.                                       ния Земли



92                                                                     лйкйлйЗлдав йЕкДбйЗДнЦгъзхв ЬмкзДг, ‹2, 1999


Абсолютную величину для многих типов звезд оп-                                        (B–V)0
ределяют по известным параллаксам подобных                     −0,4         0   0,4       0,8   1,2   1,6
звезд, населяющих солнечную окрестность. Оче-                   3
видно, это один из возможных способов установле-                                                        –2
ния шкалы расстояний. Найденные по этой форму-
ле расстояния (или параллаксы) часто называют                   5
фотометрическими, чтобы подчеркнуть метод их                                                                0
измерения.
                                                                7
    Однако среди звезд солнечной окрестности с па-                                                          2
раллаксами, измеряемыми тригонометрическим                      V
                                                                                                         Mv
методом, подавляющее большинство составляют                     9
звезды-карлики, то есть звезды, находящиеся на                                                              4
той же стадии эволюции, что и Солнце. Они при-
надлежат к числу сравнительно слабых звезд Галак-             11
тики. Звезд – красных гигантов, которые в 100 раз                                                           6
ярче Солнца, в ближайшей окрестности довольно
мало. Еще более ярких звезд уж совсем единицы.                13      M45
Речь идет о самых молодых и горячих звездах и                                                               8
сверхгигантах, превосходящих Солнце по светимо-
сти в тысячи и десятки тысяч раз. Причиной их ма-                       0       0,4     0,8     1,2   1,6
лого числа является общая тенденция резкого паде-                                     B–V
ния числа ярких звезд с ростом светимости.
                                                            Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела (цвет–
    Для определения светимостей абсолютно ярких             звездная величина) для рассеянного звездного
звезд используют рассеянные звездные скопления1             скопления Плеяды. По горизонтальной оси отло-
[2]. На рис. 2 изображена диаграмма цвет2 – види-           жен наблюдаемый показатель цвета B–V, по вер-
мая звездная величина для типичного рассеянного             тикальной: слева – видимая величина в желтой по-
                                                            лосе V, справа – абсолютная величина MV . Звезды
скопления Плеяды, близкого и видного даже нево-             концентрируются к главной последовательности
оруженным глазом на осеннем и зимнем небе. На               (звезд-карликов). (B–V )0 – истинный показатель
этой диаграмме выделяется главная последователь-            цвета
ность звезд, источником энерговыделения которых
служат реакции ядерного горения водорода. По-            ладает одним совершенно уникальным свойством,
скольку размеры большинства скоплений сравни-            благодаря которому мы можем определить расстоя-
тельно невелики по сравнению с расстоянием до            ние до него независимым способом с использова-
них, модуль расстояния для всех членов скопления         нием другого геометрического метода – метода
практически одинаков. Его можно определить               группового или статистического параллакса [1].
сравнением видимой величины звезд скопления с            Суть метода в следующем. Гиады – близкое скопле-
абсолютной величиной подобных звезд другого              ние, имеющее заметную скорость движения отно-
скопления, расстояние до которого уже определено         сительно Солнца. По закону перспективы все вхо-
независимым методом. Из-за большого числа звезд          дящие в него звезды будут смещаться по большим
в скоплении расстояние оценивается с высокой
                                                         кругам небесной сферы, пересекающимся в одной
точностью.
                                                         точке, называемой радиантом скопления (рис. 3).
    Стандартной линейкой для измерения расстоя-          Положение радианта легко определяется по собст-
ний между скоплениями служит хорошо известное            венным движениям звезд3, а скорость скопления –
скопление Гиады (расположенное вблизи Альдеба-           по лучевым скоростям (измеряемым на основании
рана – ярчайшей звезды созвездия Тельца). Оно об-        эффекта Доплера). Принцип измерения группового
                                                         параллакса понятен из рис. 4. На нем изображена
1
  Рассеянные звездные скопления – гравитационно ус-      одна из звезд скопления, находящаяся от нас на
тойчивые группы звезд диаметром до 30 пк, населяющие     расстоянии r (пусть оно выражено в парсеках).
диск Галактики. Звезды одного скопления имеют одина-
ковый возраст и химический состав, их объединяет общ-    Пусть λ – угол между направлением на звезду и
ность происхождения из одного газового облака. Возрас-
ты рассеянных скоплений заключены в широком интер-       3
                                                           Собственным движением звезды называют ее видимое
вале от 1 млн до 5–10 млрд лет. Чем моложе скопление,    угловое перемещение по небесной сфере среди далеких
тем более яркие и горячие звезды в нем присутствуют. В   звезд. Оно обозначается греческой буквой ё и измеряется
Галактике открыто более 1500 рассеянных скоплений, а     в угловых секундах в год. Наиболее быстрая звезда – звез-
общее их число оценивается в 20–30 тысяч.                да Барнарда (собственное движение более 10″ в год). Для
2
  Цвет звезды эквивалентен спектральному классу и оп-    большинства звезд значения ё очень малы и имеют поря-
ределяется как разность звездных величин, измеренных           ″     ″
                                                         док 0,001–0,01 в год. Их измерение является одной из
в двух полосах (например, желтой и синей) видимого       труднейших задач позиционной астрономии, или астро-
спектра.                                                 метрии.



кДлнйкЙмЦЗ Д.л. тдДгД кДллнйьзав Зй ЗлЦгЦззйв                                                                        93


                                                                                                                                  δ1950
                                                                                                                                     +24°

                                                                                                                                    +22°

                                                                                                                                    +20°

                                                                                                                                    +18°
                                                                                              αTau
                                                                                                                                    +16°

                                                                                                                                    +14°

                                                                                                                                    +12°

                                                                                                                                    +10°
                                                 λOri
                                                                                                                                        +8°
                          αOri                          γOri
                                                                                                                                        +6°

                                                                                                                                        +4°
         20    10     0          50         40      30         20   10      0         50     40      30   20   10   0        50    40
                          6h                                                     5h                                     4h              3h
                                                                         α1950

        Рис. 3. Радиант близкого рассеянного скопления Гиады. Векторы изображают направления движения отдельных
        звезд

     “антирадиант” скопления, V – вектор относитель-                                  = Vr tg λ. По этой формуле можно рассчитать рассто-
     ной скорости скопления, Vr и Vt – соответственно                                 яние до каждой звезды движущегося скопления и,
     лучевая и тангенциальная скорости (в км/с), а ё –                                следовательно, среднее для всего скопления. Най-
     собственное движение звезды (выраженное в угло-                                  денное таким методом расстояние до Гиад оказа-
     вых секундах в год). Нетрудно понять, что все эти                                лось равным 45 ± 1 пк, что недавно было подтверж-
     величины связаны между собой формулой 4,738ёr =                                  дено результатами, полученными со спутника
                                                                                      HIPPARCOS.
                                                                                         Таким образом, вплоть до последнего времени
                                                                                      шкала расстояний рассеянных скоплений фактиче-
                                                        Vt
                                                                                      ски опиралась на единственное скопление – Гиады.
                                             V                                        Сейчас HIPPARCOS измерил расстояние еще до од-
              К радианту                                                              ного из ближайших скоплений – Плеяд, оно равно
                                                          λ
                                                                                      120 пк. Опираясь на расстояния рассеянных скоп-
                                                              Vr                      лений, можно сделать еще один важный шаг на пу-
                                                                                      ти создания астрономической шкалы расстояний.
                                                                                         Так, в нескольких молодых рассеянных скопле-
                                                                                      ниях встречаются цефеиды. Эти пульсирующие пе-
                                                                                      ременные звезды-сверхгиганты спектральных клас-
                                                                                      сов F–G, обладающие громадной светимостью и
                                   r
                                                                                      практически стабильными радиальными пульсаци-
                                                                                      ями оболочки [3], играют огромную роль в изуче-
                                                                                      нии галактик. В нашей Галактике открыто более
                                                                                      1000 звезд этого типа, имеющих периоды измене-
                               λ       –V                                             ния блеска от 2 до 68 суток с амплитудой, достигаю-
                    Солнце
                                                                                      щей 1,5m ; из-за их высокой светимости цефеиды
                                                                                      видны даже в далеких спиральных галактиках (на
                                                                                      расстояниях свыше 10 Мпк). Что же делает цефеи-
        Рис. 4. Принцип измерения группового параллак-
        са. Показаны направление относительной скоро-
                                                                                      ды столь интересными объектами? Дело в том, что у
        сти группы звезд и ее лучевая и тангенциальная                                цефеид имеется четкая зависимость между перио-
        компоненты. r – расстояние до звезды                                          дом пульсаций и средней абсолютной величиной


94                                                                                         лйкйлйЗлдав йЕкДбйЗДнЦгъзхв ЬмкзДг, ‹2, 1999


(или средней по периоду пульсаций светимостью),            так просто. Для того чтобы установить шкалу рас-
имеющая вид (для желтого участка спектра) Mср ≈            стояний, пригодную для старых объектов, необхо-
≈ −1,0m − 2,9m lg P, где P – выраженный в сутках пери-     димо найти независимый способ определения рас-
од изменения блеска. Параметры зависимости пе-             стояний хотя бы до некоторых из них. Такими
риод–светимость определяются всего лишь по де-             объектами стали пульсирующие переменные (и
вяти цефеидам – членам молодых рассеянных                  снова выручают нас переменные звезды!) звезды ти-
скоплений. Поскольку цефеиды и другие молодые              па RR Лиры, названные так в соответствии с приня-
объекты тесно связаны с областями текущего звез-           тым в “Общем каталоге переменных звезд” обозна-
дообразования, анализ их распределения в Галакти-          чением наиболее хорошо изученного представителя
ке позволяет распознать строение ее спирального            этого класса – звезды RR в созвездии Лиры [3].
узора, наиболее четко намечаемого именно самыми                Эти звезды меняют свой блеск с периодами от
молодыми объектами высокой светимости. И разу-             0,4 до 1 суток, но в отличие от цефеид диска все име-
меется, с помощью этой зависимости уже можно               ют приблизительно одну и ту же среднюю свети-
оценивать фотометрические расстояния до других             мость. Звезды этого класса (гораздо более слабые,
галактик, содержащих цефеиды! Это и есть шкала             чем цефеиды) в большом количестве населяют го-
расстояний, которую мы хотели построить. Итак,             ризонтальную ветвь шаровых скоплений на диа-
резюмируя рассказанное, изобразим логическую це-           грамме цвет–звездная величина (рис. 5) и являются
почку связей, на которую в конечном счете опирает-         основой определения расстояний до этих скопле-
ся принимаемая астрономами шкала расстояний:               ний. Для этого нужно только независимым спосо-
    Расстояние до Гиад и Плеяд (метод группового           бом определить их абсолютную величину и, измерив
                  параллакса)                              видимую величину, вычислить фотометрическое
                                                           расстояние. До недавнего времени для определения
       фотометрические расстояния до молодых               абсолютных величин звезд типа RR Лиры исполь-
рассеянных скоплений, содержащих девять цефеид             зовался единственный доступный и надежный спо-
   (вычисленные через модуль расстояний)                   соб – метод статистических параллаксов. Он яв-
                                                           ляется сложным обобщением уже рассмотренного
       параметры зависимости период–светимость
                                                           метода группового параллакса, учитывающим тот
                 для цефеид                                факт, что звезды типа RR Лиры не только обладают
        фотометрические расстояния до галактик,            общим движением относительно Солнца, но и в от-
              содержащих цефеиды.                          личие от членов рассеянного скопления с большими
                                                           (порядка 150 км/с, что свойственно звездам галак-
Очевидно, вследствие сложной структуры этой це-            тического гало) скоростями движутся одна относи-
почки на шкалу расстояний оказывают влияние все            тельно другой.
возможные источники ошибок, как случайных, так
и систематических.                                            Как и в методе группового параллакса, для вы-
                                                           числения абсолютных величин (и, следовательно,
тдДгД кДллнйьзав
лнДкхп йЕцЦднйЗ ЙДгДднада                                      MV
   Все объекты, о которых мы упомянули в связи с                                                КГ
созданием шкалы расстояний, населяют диск Га-                 –3
лактики и являются очень молодыми (так, возраст
цефеид не более 50–80 млн лет). А как определяют-
ся расстояния до старых объектов Галактики, на-                              RR
                                                                1
пример шаровых звездных скоплений1 [2] и одиноч-
ных звезд галактического гало? 2 Раз звезды диска и
гало имеют разный возраст, происхождение, хими-
ческий состав и находятся на разных стадиях звезд-
                                                                5
ной эволюции, подходить к ним с единой меркой не
                                                                                       ГП
1
  Шаровые звездные скопления – гравитационно устойчи-
вые скопления, содержащие десятки и сотни тысяч старых
звезд галактического гало (см. ниже). Имеют почти сфе-                  0                   1            B–V
рическую форму. Их возраст не намного меньше возраста
Галактики и составляет по крайней мере 10–12 млрд лет.        Рис. 5. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела (цвет–
2
  Гало Галактики – совокупность старых объектов. В отли-      абсолютная звездная величина) для типичного
чие от объектов диска население гало очень слабо кон-         шарового звездного скопления. Показано поло-
центрируется к плоскости симметрии Галактики и гораз-         жение пульсирующих переменных звезд типа RR
до сильнее – к центру Галактики. Распределение старого        Лиры на горизонтальной ветви. КГ – ветвь красных
населения имеет сфероидальную форму. Гало практичес-          гигантов, ГП – часть главной последовательности,
ки не вращается.                                              населенная звездами малой массы



кДлнйкЙмЦЗ Д.л. тдДгД кДллнйьзав Зй ЗлЦгЦззйв                                                                      95


     расстояний) используются лучевые скорости и соб-           ческого диска [4]. Есть и многочисленные другие ме-
     ственные движения звезд, а также их видимые звезд-         тоды [5], большинство которых опирается либо на
     ные величины. Суть метода сводится к тому, что об-         одну, либо на другую из рассмотренных шкал.
     щее движение группы звезд относительно Солнца                 Второй способ проверки согласованности шкал
     неизбежно присутствует в их собственных движе-             состоит в определении модуля расстояния галакти-
     ниях в виде компонента собственного движения ёср ,         ки, в которой хорошо изучены как рассеянные
     направленного на радиант и связанного с расстоя-           скопления и цефеиды, так и шаровые скопления и
     нием до звезды и скоростью движения группы выра-           переменные типа RR Лиры. Речь идет о Большом
     жением 4,738ёсрr ≈ V sin λ (как легко видеть из рис. 4).   Магеллановом облаке (БМО). Эта неправильная га-
     Поскольку эти звезды движутся относительно                 лактика, видная невооруженным глазом на южном
     Солнца со средней скоростью более 200 км/с, эф-            небе, является одним из ближайших спутников на-
     фект общего движения хорошо заметен даже на                шей Галактики. Использование упомянутых ранее
     больших межзвездных расстояниях. Задача состоит            оценок светимости звезд типа RR Лиры и зависимо-
     в оптимальном подборе такого значения абсолют-             сти период–светимость для цефеид приводит к хо-
     ной величины звезд типа RR Лиры MRR , при кото-            рошему согласию значений модуля расстояния
     ром наилучшим образом выполняется приведенное              БМО, близкому к 18,25–18,30m. Это значение также
     выше соотношение.                                          хорошо согласуется с оценкой расстояния БМО,
        В течение десятилетий использовалось выведен-           полученной сравнением линейной и угловой ско-
     ное таким методом еще в 1960-е годы значение MRR =         ростей расширения остатка Сверхновой, вспыхнув-
     = +0,6m, использованное для расчета расстояний до          шей в БМО в 1987 году.
     шаровых скоплений и даже до центра Галактики. В               Что касается расстояния до центра Галактики, то
     настоящее время в связи с появлением нового мас-           в последнее время разными методами получаются
     сового и более точного наблюдательного материала           оценки порядка R0 ≈ 7,2–7,8 кпк, неплохо согласую-
     это значение пересмотрено. По новым данным, для            щиеся с обеими шкалами расстояний. Впервые стало
     звезд типа RR Лиры с пониженным содержанием                возможным говорить о согласованной шкале рассто-
     тяжелых химических элементов (то есть с типичным           яний в Галактике. По сравнению с использованными
     для населения гало химическим составом) MRR ≈              ранее шкалами она стала на 10–15% короче.
     ≈ +0,78m. Результаты прямого измерения расстоя-
     ний в рамках проекта HIPPARCOS дают по мень-               икйЕгЦех, лЗьбДззхЦ л алийгъбйЗДзаЦе
     шему числу звезд близкое к этому значение свети-           тдДгх кДллнйьзав
     мости. Следовательно, ранее принимаемая шкала
     расстояний старых объектов нуждается в сокраще-                В 1995 году с помощью 2,5-метрового космичес-
     нии всех расстояний примерно на 9%.                        кого телескопа им. Хаббла были изучены цефеиды в
                                                                галактике М 96 – спиральной галактике, входящей
     лйЙгДлйЗДзаЦ тдДг кДллнйьзав                               в состав группы галактик в созвездии Льва. Несмот-
                                                                ря на то что они очень слабы (≈25–26m), для восьми
        Итак, мы рассмотрели те наблюдательные дан-             цефеид удалось проследить изменения их блеска со
     ные, на которые опираются шкалы расстояний мо-             временем и определить среднюю видимую величи-
     лодых (диск) и старых (гало) объектов. Ясно, одна-         ну. После учета поглощения с помощью зависимос-
     ко, что в идеальном случае эти две шкалы должны            ти период–светимость, ранее используемой для це-
     совпадать, то есть 1 кпк в гало должен быть равным         феид Галактики (более “длинной”), был оценен их
     1 кпк в диске Галактики. Проверить согласован-             абсолютный блеск и найдено расстояние до него
     ность шкал расстояний можно несколькими спосо-             11,6 ± 0,8 Мпк [6]. Важны космологические и кос-
     бами. Во-первых, определив расстояние до центра            могонические последствия этого результата.
     Галактики R0 . Может показаться странным, что по               Зная расстояние и лучевую скорость скопления
     поводу значения этого фундаментального парамет-            (приблизительно 7200 км/с), мы можем оценить по-
     ра на протяжении десятков лет в астрономической            стоянную Хаббла H ≈ 69 ± 8 км/с/Мпк. Это сущест-
     литературе идет ожесточенная дискуссия. Встреча-           венно больше значения 50 км/c/Мпк, принимав-
     ющиеся в литературе оценки R0 заключены в преде-           шегося на протяжении многих лет. Постоянная
     лах от 6,5 до 10 кпк.                                      Хаббла в рамках космологической модели Эйн-
        Этот неправдоподобно большой разброс оценок             штейна–де Ситтера однозначно связана с возрас-
     связан именно с применением двух упомянутых                том Вселенной: T ∝ H −1. Новое, более высокое зна-
     шкал расстояний. Так, с одной стороны, расстояние          чение постоянной Хаббла приводит к слишком
     до центра Галактики можно считать равным расстоя-          малому возрасту Вселенной – менее 10 млрд лет.
     нию до области, к которой концентрируются шаро-            Парадокс заключается в том, что теория звездной
     вые скопления и звезды типа RR Лиры. С другой –            эволюции предсказывает существенно больший
     существует кинематический метод определения рас-           возраст шаровых скоплений. Впрочем, по совре-
     стояния, заключающийся в том, что центр Галактики          менным оценкам [7], возраст галактического диска,
     является также центром вращения объектов галакти-          оцененный по белым карликам, также превышает


96                                                                 лйкйлйЗлдав йЕкДбйЗДнЦгъзхв ЬмкзДг, ‹2, 1999


9,5 млрд лет. Если же учесть, что новая, уточненная   модель. Эту точку зрения разделяет широкий круг
шкала расстояний несколько короче, то значение        исследователей.
постоянной Хаббла увеличится и противоречие              Итак, ключевые вопросы современной астрофи-
между малым возрастом Вселенной и возрастом           зики – теория звездной эволюции и космологичес-
шаровых скоплений и диска только усилится, ко-        кие представления – оказались весьма чувствитель-
нечно, если не предполагать, что большинство ша-      ными к результатам определения расстояний в
ровых скоплений имеет догалактическое проис-          нашей Галактике и за ее пределами. Противоречие
хождение, что крайне маловероятно.                    выводов теории звездной эволюции и космологии,
    Кроме того, как уже было сказано, последние       по-видимому, станет стимулятором дальнейшего
результаты изучения переменных звезд типа RR          развития наших представлений о Галактике и Все-
Лиры говорят о необходимости уменьшить их све-        ленной и ареной борьбы новых идей.
тимость приблизительно на 0,2m. Эволюционные
расчеты показывают, что светимость звезд на этой      ганЦкДнмкД
стадии должна уменьшаться с возрастом скопления          1. Куликовский П.Г. Звездная астрономия. М.: Наука,
[2]. Уменьшая светимость и тем самым сокращая            1985.
шкалу расстояний, мы даже увеличиваем эволюци-           2. Холопов П.Н. Звездные скопления. М.: Наука, 1981.
онный возраст скоплений. Итак, уменьшение шкалы
                                                         3. Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные
расстояний приводит, с одной стороны, к уменьше-         звезды. М.: Наука, 1991.
нию возраста Вселенной, а с другой – к увеличению        4. Дамбис А.К., Мельник А.М., Расторгуев А.С. Кривая
возраста шаровых скоплений и отмеченное проти-           вращения системы классических цефеид и расстояние
воречие только усиливается.                              Солнца от центра Галактики // Письма в “Астрон.
                                                         журн.”. 1995. Т. 21. С. 331.
    Как же устранить парадокс, связанный со шка-
лой расстояний? Объяснение, удовлетворяющее              5. Feast M.W. The Galaxy / Ed. G. Gilmore, B. Carswell.
                                                         Dordrecht: Reidel, 1987. P. 25.
всех исследователей, пока не найдено. Ожидалось,
                                                         6. Tanvir N.R., Shanks T., Ferguson H.C., Robinson D.R.T.
что окончательный и однозначный ответ даст пря-          Determination of the Hubble Constant from Observations
мое измерение высокоточных параллаксов звезд гало        of Cepheid Variables in the Galaxy M 96 // Nature. 1995.
и цефеид с помощью спутника HIPPARCOS. Одна-             Vol. 377. P. 27.
ко, судя по имеющемуся наблюдательному материа-          7. Oswalt T.D., Smith J.A., Wood M.A., Hintsen P. A Lower
лу, этого не произошло. Число цефеид с высокоточ-        Limit of 9.5 Gyr on the Age of the Galactic Disk from the
ными параллаксами (то есть сравнительно близких)         Oldest White Dwarf Stars // Nature. 1996. Vol. 382. P. 692.
слишком мало для точных выводов. Следовательно,
оснований заметным образом удлинить шкалу рас-                                   * * *
стояний пока нет.
                                                         Алексей Сергеевич Расторгуев, доктор физи-
   Альтернативное объяснение парадокса может          ко-математических наук, профессор кафедры аст-
быть связано как с неверной интерпретацией выво-      рофизики и звездной астрономии физического
дов теории эволюции или даже неточностью самой        факультета МГУ. Специалист в области звездной и
теории эволюции маломассивных звезд (к которым        наблюдательной астрономии, строения и динами-
относится большинство звезд шаровых скоплений),       ки Галактики и звездных скоплений. Автор более
так и с необходимостью уточнить космологическую       70 научных статей.




кДлнйкЙмЦЗ Д.л. тдДгД кДллнйьзав Зй ЗлЦгЦззйв                                                                          97



    
Яндекс цитирования Яндекс.Метрика