где расстояния до звёзд выражены в парсеках.
Видимая звёздная величина и реальная яркость небесного тела — это не одно и то же. Яркая звезда, расположенная очень далеко от нас, будет казаться тусклой.
Таким образом, для сравнения блеска звёзд используется не видимая звёздная величина, а абсолютная звёздная величина. Абсолютная величина M — это звёздная величина, которую имело бы небесное тело видимой величины m, если бы располагалось на расстоянии ровно в 10 парсек от Земли. Имеем:
Таким образом, можно сравнивать абсолютные величины двух и более звёзд, так как в этом случае расстояние до них не будет иметь никакого значения.
Звёздные войны
Нельзя сказать, что Вселенная статична. Звёзды рождаются, стареют и умирают, галактики эволюционируют и взаимодействуют между собой. Поговорим о самом ярком примере их взаимодействия — о столкновениях галактик. В апреле 2008 года NASA и ESA опубликовали серию фотографий, сделанных космическим телескопом «Хаббл», на которых были запечатлены ежедневные «войны» галактик во Вселенной. Эти фотографии выглядят впечатляюще, однако следует отметить, что столкновения звёзд происходят крайне редко. Столкновения галактик, по сути, представляют собой столкновения огромных масс газа, в результате чего «коэффициент рождаемости» звёзд повышается. Недавно родившиеся и достаточно массивные звёзды развиваются быстро и через несколько миллионов лет взрываются как сверхновые. Тяжёлые элементы, образовавшиеся внутри них, разлетаются в разные стороны и обогащают газ, окружающий звезду. Таким образом, столкновение галактик — не конец, а новое начало.
Фотография столкновения двух спиральных галактик, NGC2207 (большая) и 1C2163, сделанная космическим телескопом «Хаббл». Под действием силы притяжения первой галактики вторая изменила свою форму, и в ней образовался длинный хвост, состоящий из звёзд и газа. Размеры хвоста составляют до 100 млн световых лет.
Тот же телескоп «Хаббл» позволил получить достаточно информации, чтобы определить, что даже во Млечном Пути можно увидеть следы былых столкновений. Более того, в настоящий момент наша галактика поглощает карликовую эллиптическую галактику в Стрельце.
В апреле 2009 года с помощью «Хаббла» удалось получить фотографии ещё одного столкновения галактик, на этот раз намного более масштабного. NGC 2326 — удивительная галактика с двумя большими рукавами, расположенная в созвездии Рака и удалённая от нас на 250 млн световых лет. На фотографии запечатлён заключительный этап слияния двух галактик, на котором два ядра сливаются в одно.
По мере сближения галактик огромные массы газа одной галактики приближаются к центру другой, пока в конце концов не образуют единое целое. Мы видим одно ядро с двумя большими хвостами, состоящими из молодых звёзд, так как обмен веществом между галактиками ведёт к образованию множества звёзд, которые сегодня находятся на первых стадиях эволюции. Это слияние галактик происходит под действием чёрной дыры, расположенной в центре. Излучаемая энергия нагревает галактический диск и приводит к возникновению волн различной длины.
Галактика NGC 2326 — результат слияния двух галактик. В этом случае ядро галактики очень активно. Считается, что оно действует подобно массивной чёрной дыре, которая втягивает в себя материю, образуя диск.
Ближайший к нам пример столкновения двух галактик — система Антенн, отстоящая от нас всего на 60 млн световых лет. Считается, что столкновение началось примерно 200 млн лет назад и было столь сильным, что газ и молодые звёзды образовали две длинные дуги, которые и дали название этой звёздной системе.
Галактика Антенн — ближайшее к Земле столкновение галактик, которое можно наблюдать на звёздном небе. На иллюстрации ниже представлен рентгеновский снимок, сделанный обсерваторией Чандра. На снимке видны облака газа, раскалённого до нескольких миллионов градусов, нейтронные звёзды и чёрные дыры.
По мере того как обогащённый газ, образовавшийся в момент столкновения, охлаждается, образуются новые поколения звёзд и планет. Согласно исследованиям, в облаках, обогащённых тяжёлыми элементами, вероятность образования звёзд с планетными системами выше. По этой причине в будущем в галактике Антенн, возможно, образуется необычно много новых планет. В течение миллиардов лет в этой системе может образоваться множество звёзд, подобных Солнцу, и планетных систем, схожих с нашей. И если хотя бы в малой их части зародится жизнь, то в будущем галактика Антенн будет полна жизни.
На примере галактики Антенн мы можем увидеть столкновения, которые происходили в молодой Вселенной. Изучение этой галактики также позволяет определить, как будет выглядеть Млечный Путь в будущем, когда столкнётся с галактикой Андромеды.
* * *
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ И ИХ КРИВЫЕ БЛЕСКА
Переменные звёзды — это звёзды, величина которых меняется. Это могут быть как сверхновые, неожиданно возникающие на небе, так и звёзды, меняющие величину периодически и известные с древних времён. К примеру, звезда Алголь, или Бета Персея, получила своё название от арабов, которые наблюдали удивительные изменения её величины, за что назвали её Глазом дьявола.
Примерно каждые два с половиной дня её видимая величина меняется с 2,2 на 3,3. Минимальная видимая величина достигается за пять часов и сохраняется в течение 20 минут, после чего за пять часов блеск звезды вновь достигает максимума. Алголь — классический пример затменно-двойной звезды: её первый компонент — более яркая и горячая звезда, второй компонент — менее яркая и более холодная звезда. Можно различить два типа затмений в зависимости оттого, какая звезда из этих двух находится к нам ближе. Когда более холодная и менее яркая звезда проходит перед первой, более горячей, яркость двойной звезды снижается. Когда более яркая звезда заслоняет менее яркую, вновь наблюдается затмение, однако в этом случае изменение блеска не столь заметно Во всех остальных случаях яркость обеих звёзд складывается, и двойная звезда имеет более или менее постоянный блеск. Следовательно, на кривой блеска звезды будет наблюдаться два минимума, как показано на иллюстрации.
Как мы уже упоминали, одной из актуальных тем астрономических исследований является обнаружение внесолнечных планет. Для этого применяются различные методы, один из которых заключается в анализе изменений яркости звезды. Планета может временно затенять звезду, вокруг которой она вращается, что будет сопровождаться незначительным снижением яркости звезды во время прохождения планеты. В случае с планетой-гигантом, сопоставимой с Юпитером, снижение яркости составит 1 %, если же речь идёт о планете, сопоставимой с Землёй, — 0,01 %. Недостаток этого метода заключается в том, что снижение яркости звезды будет видно с Земли только при определённом расположении орбит планеты и звезды, и вероятность этого составляет примерно 0,5 %. Иными словами, если на расстоянии 1 а.е. от каждой звезды находится планета, то мы увидим всего одно затмение, наблюдая за 200 звёздами. Если же подобные планеты имеются всего в 10 % планетных систем, то для обнаружения пяти планет нам потребуется вести наблюдения примерно за 10 тысячами звёзд.
С помощью космического телескопа «Хаббл» было обнаружено, что планета HD 209458b проходит по диску своей звезды каждые 4 дня. Наблюдения во время затмений с помощью спектроскопа позволили получить примерную информацию о химическом составе её атмосферы. Планета OGLE-TR-56b, обнаруженная этим же методом, проходит по диску своей звезды каждые 30 часов. Если результаты наблюдений интерпретированы корректно, это означает, что орбита этой планеты очень мала (её радиус всего в пять раз больше радиуса Солнца). Все планеты, обнаруженные таким способом, — это планеты-гиганты, на которых невозможна жизнь, подобная земной.
Однако не все изменения блеска звёзд вызваны подобными затмениями. Например, изменение блеска Дельты Цефея вызвано сжатием и расширением самой звезды. Мы можем наблюдать эти изменения и разделить звёзды на группы в зависимости от их свойств. Пульсирующие переменные звёзды делятся на разные категории: звёзды типа Дельты Щита, RR Лиры, Дельты Цефея и W Девы (мы упорядочили типы звёзд по возрастанию периода изменения их яркости — 0,10; 0,57; 5,34 и 17 дней соответственно). Цефеиды (звёзды типа Дельты Цефея) представляют большой интерес, так как для них известна зависимость между периодом и яркостью, что позволяет вычислить расстояние до них.
