Астрономический словарик: закон Хаббла, затменные звёзды, звезда Вольфа — Райе
Закон Хаббла
В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слайфер впервые стал измерять допплеровский сдвиг в спектрах «спиральных туманностей» (как раньше называли спиральные галактики, когда ещё не была известна их истинная природа). Вскоре он обнаружил, что почти все подобные «туманности» удаляются от нас. Он не мог понять всех последствий этого открытия, поскольку тогда ещё не было точно известно, что все эти «туманности» являются «островными вселенными» — галактиками, подобными нашему Млечному Пути.
В 1922 году российский и советский математик, физик и геофизик Александр Александрович Фридман вывел из уравнений гравитационного поля Эйнштейна свой набор уравнений, описывающих развитие во времени однородной и изотропной Вселенной в рамках ОТО. Он показал, что на их основе можно рассчитать скорость расширения Вселенной. Сегодня этот показатель называют космологическим масштабным коэффициентом. Расчёты Фридмана породили две противоборствующих теории в космологии — теорию Большого взрыва и теорию стабильной Вселенной.
В 1927 году бельгийский священник, астрофизик, космолог и математик Жорж Леметр опубликовал работу со сходным решением, найденным независимо от Фридмана. Работа была опубликована в малоизвестном французском журнале, и только в 1931 году её перепечатали в популярном английском издании.
Тем временем в обсерватории Маунт-Вилсон, где на тот момент был установлен самый мощный в мире телескоп, трудился Эдвин Хаббл. В начале 1920-х годов он изучал расстояния до различных астрономических объектов. В нескольких туманностях он нашёл цефеиды — пульсирующие переменные звёзды с хорошо изученной зависимостью период — светимость. Благодаря этой зависимости и высокой светимости цефеиды используются как стандартные свечи — с их помощью можно определять расстояния до удалённых объектов, в том числе и до других галактик.
Труды Хаббла во-первых, привели к разрешению споров о том, является ли Вселенная относительно небольшой (размером с Млечный Путь) или гораздо более огромной. При помощи цефеид Хаббл показал, что Вселенная куда больше нашей Галактики. Во-вторых, Хаббл открыл закон, названный его именем: галактики удаляются от Земли со скоростями, пропорциональными расстоянию до них. Коэффициент пропорциональности называют постоянной Хаббла — она равна логарифмической производной по времени от масштабного коэффициента Фридмана.
Однако, как стало ясно в 1998 году, Вселенная расширяется с ускорением, поэтому постоянную Хаббла точнее будет называть «параметром Хаббла», т.к. в разные моменты времени параметр будет разным (при этом, согласно текущим космологическим моделям, он уменьшается, что несколько противоречит интуиции).
Затменные звёзды
В довольно большом проценте звёздных систем Вселенной находится не одна звезда, а сразу две. По разным оценкам, таковы ⅓ до 4/5 всех звёздных систем. Подобные системы называют двойными звёздами. Многие звёзды, видимые в нашем ночном небе невооружённым глазом, являются на самом деле двойными — в частности, Сириус, ярчайшая звезда ночного неба Земли.
Если плоскость орбиты, в которой эти звёзды вращаются вокруг общего центра тяжести, почти параллельна линии взгляда наблюдателя, тогда две звезды периодически затмевают друг друга. Бывают и тройные звёздные системы, в которых звёзды затмевают друг друга с точки зрения земного наблюдателя — прекрасным примером такой системы является Алголь. Если с Земли мы не можем визуально различить двойственность звезды, но можем сделать вывод об этом при помощи спектроскопа (спектр звезды меняется со строгой периодичностью из-за эффекта Доплера), такую двойную звезду называют спектральной двойной.
Из-за постоянных обоюдных затмений затменные звёзды являются по определению переменными. Кривая их светимости имеет периодичность — периоды постоянной светимости сменяются провалами, когда одна из звёзд проходит перед другой. За один период яркость может падать два раза — по одному разу на каждую из звёзд, проходяющую перед другой. Более глубокий из двух провалов называется основным. Падение яркости зависит от относительной яркости звёзд, процента площади, который закрывает одна звезда на другой, и их поверхностной яркости (эффективной температуры). Обычно основное затмение происходит, когда менее горячая звезда затмевает более горячую.
С 1995 года, с появлением 8-метровых телескопов, мы можем измерять фундаментальные параметры затменных звёзд, расположенных в других галактиках. Благодаря им мы можем уточнять расстояния до этих галактик — этот метод даёт меньшую погрешность, чем использование стандартных свечей.
Звезда Вольфа — Райе
Туманность M1–67 вокруг звезды Вольфа-Райе WR 124 (изображение сделано Хабблом)
В 1867 году при помощи 40-сантиметрового телескопа Парижской обсерватории астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе обнаружили в созвездии Лебедя три необычных звезды (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, по современной классификации — WR 134, WR 135 и WR 137). Выделялись эти звёзды наличием сильных эмиссионных линий в спектре — в то время, как для спектров обычных звёзд характерны линии поглощения.
Позднее было показано, что эти линии присутствуют в спектре необычных звёзд благодаря тому, что в ядерном синтезе внутри них участвует гелий (элемент, открытый только в 1868 году). Американский астроном Эдуард Чарлз Пикеринг, изучавший ВР-звёзды после их открытия, заметил схожесть их спектра со спектром туманностей, из чего был сделан вывод, что эти звёзды находятся в центрах планетарных туманностей.
К 1929 году ширину эмиссионных линий объяснили через Доплеровское уширение. Получалось, что окружающий эти звёзды газ должен двигаться с гигантскими скоростями вплоть до 2400 км/с. Из этого следовало, что ВР-звёзды в большом количестве выбрасывают в окружающее пространство газ, разгоняемый давлением их излучения. Однако детали строения таких звёзд и их классификация оставались туманными вплоть до конца XX века.
Например, было ясно, что в таких звёздах очень мало водорода и очень много азота, кислорода и углерода, но причины этого были не до конца изучены. Или что такие звёзды окружает значительное количество газа и пыли, но не было ясно — эта материя падает на звезду или, наоборот, выбрасывается ею в космос.
И только к началу XXI века стало ясно, что ВР-звёзды — это массивные звёзды, потратившие весь свой водород в процессе ядерного синтеза, вышедшие за пределы главной последовательности, и сбросившие большую часть своей атмосферы. Внутри этой оболочки сохраняется только очень горячее ядро, состоящее из гелия и более тяжёлых элементов.
Сброшенная оболочка поглощает практически всё излучение горячего ядра, и разогревается до такой высокой температуры, что начинает светиться. Именно поэтому излучение ВР-звезды выглядит так странно на фоне других звёзд.
