| Переменные звезды |
|
Страница 3 из 4 Изучая цефеиды Малого Магелланова Облака, Генриэтта Ливитт заметила, что чем ярче цефеида, тем длиннее ее период. Цефеида в Облаке, обладавшая звездной величиной 15,5, имела период в двое суток, цефеида с величиной 14,8 имела период в пять суток, а с величиной 12,0—сто суток. По-видимому, между светимостью и периодом цефеиды существовала какая-то правильная зависимость. Но такая же правильная зависимость должна была бы существовать и у цефеид, расположенных поблизости от нас, а не только у цефеид Магеллановых Облаков. (Ученые, как правило, предпочитают исходить из того, что закономерность, обнаруженная для определенного места или при определенных условиях, остается верной и для другого места и других условий —во всяком случае, до тех пор, пока они не убедятся в обратном). Так почему же она никак не проявлялась? Трудность заключается в том, что период связан со светимостью, а светимость звезд, расположенных ближе к нам, чрезвычайно трудно определить из-за влияния расстоянии. Цефеида с очень большой светимостью и длинным периодом может находиться так далеко, что кажется слабой, в то время как цефеида с заметно меньшей светимостью и коротким периодом, но расположенная ближе к нам, кажется яркой. В этом случае создается впечатление, что слабые звезды могут обладать длинным периодом, а яркие — коротким. В результате разница расстоянии вносит такую путаницу, что может показаться, будто между видимой яркостью и периодом вообще нет никакой связи. Впрочем, такой связи и в самом деле не существует. Связь существует между светимостью и периодом, а по видимой яркости звезды судить о ее реальной светимости невозможно, если только нам не известно расстояние до этой звезды. К несчастью, в 1912 г. не было известно расстояние ни до одной цефеиды. Определять расстояния тогда можно было только с помощью измерения параллакса, а у этою метода есть свои ограничения. Чем дальше звезда, тем меньше ее параллакс и тем труднее его измерить. Даже в наши дни параллактический метод применим только для расстоянии не свыше 100 световых лет, а все цефеиды находятся от нас гораздо дальше. До ближайших из них не меньше 300 световых лет. Генриэтта Ливитт обнаружила взаимосвязь между светимостью и периодом у цефеид Малого Магелланова Облака не потому, что знала расстояние до нею, а потому, что разница расстоянии в пределах. Облака не имела значения. Видимая яркость звезд, находящихся внутри Облака, прямо пропорциональна их светимости, и поэтому связь между светимостью и периодом проявлялась в виде легко наблюдаемой связи между яркостью и периодом. Однако, когда эта закономерность была открыта, ее уже можно было применять и к звездам, расположенным поблизости от нас, и использовать ее для измерения расстояний, намного превосходящих те, для которых применим метод параллаксов. Предположим, например, что у двух цефеид наблюдается одинаковый период, но одна из них кажется ярче другой. Поскольку их периоды, равны, светимость у них должна быть одинакова и, следовательно, кажущаяся разница в яркости объясняется разницей расстояний до них. Исходя из различия в их видимой яркости, легко можно было рассчитать, во сколько раз одна цефеида дальше, чем другая. Если две цефеиды имеют различные периоды, можно вычислить разность их светимостей. Разница же в видимой величине может быть прямо измерена, а располагая этими данными, нетрудно рассчитать соотношение расстояний до них. Такое определение относительных расстояний дало бы только возможность сравнивать масштабы отдельных участков Вселенной (как прежде законы Кеплера дали такую возможность для солнечной системы), но не находить абсолютные расстояния. Однако и это было уже очень ценно. |
| След. > |
|---|