Стълбицата на космическите разстояния

    Разстоянията във Вселената са толкова огромни, че не разполагаме с прост начин да ги измерим. Разстоянията в рамките на Слънчевата система можем да измерим директно, например с помощта на радар, както и с помощта на много проста тригонометрия.  Но радарът е труден за използване, тъй като прекосяването на Слънчевата система отнема на светлината минути или часове, а най-близката звезда е на четири светлинни години! По-труден, но по-прост метод е тригонометричният паралакс, при който разстоянията до близките звезди се определят чрез измерване на това с колко се изместват те спрямо фоновите звезди в течение на една година.  Този метод е най-прекият начин за измерване на разстоянията до звездите, но само за тези, които се намират на до около хиляда светлинни години разстояние от нас. Изчисляването на паралаксите изисква много точни измервания на положението на звездите на небето.  Най-големият паралакс - този на Алфа Кентавър - е по-малък от една дъгова секунда, а това е най-близката до нас звезда (на разстояние 4.3 светлинни години). За сравнение, диаметърът на пълната луна е 1,800 дъгови секунди! Размерът на паралакса намалява, колкото по-далеч е звездата, докато накрая той стане по-малък, отколкото можем да измерим.

Credit: AAVSO

    Отвъд тази точка трябва да започнем да разчитаме не само на наблюденията, но и на разбирането си за астрофизиката. Като пример, след паралаксите можем да използваме разсеяните звездни купове - групи от звезди, образувани по едно и също време, с еднаква възраст, но с различни маси, температури и светимост - за да направим обосновани предположения за абсолютната яркост (а оттам и за разстоянията) на членовете на купа. Калибрираме тези предположения, като използваме купове, за които можем да измерим паралакса, и след това ги разширяваме навън, където не можем да измерим паралакса. Нашето разбиране за размера на Вселената зависи от "Стълбицата на космическите разстояния" - поредица от измервания на различни видове обекти и явления, всяко от които надгражда предишното стъпало на стълбата. Като удължаваме стълбата с различни видове измервания (и интелигентни предположения), можем да измерваме все по-големи и по-големи разстояния във Вселената. 

    Няколко от тези стъпки са критично зависими от променливите звезди и физическото изучаване на стълбицата на разстоянията в някои отношения е физическо изучаване на променливите звезди. Как променливите звезди са допринесли за стълбицата на разстоянията и защо? Тук ще обсъдим две от тях: връзката между периода и светимостта на пулсиращите звезди и използването на свръхнови от тип Ia като стандартни свещи.

Законът на Левит: Променливите цефеиди като индикатори за разстояние

    Харвардският астроном Хенриета Суон Левит прави критично наблюдение на променливите цефеиди в Малкия магеланов облак. След като измерва периодите на цефеидите и относителната яркост на всяка от тях, тя открива зависимост между периода и видимата яркост за всички звезди; звездите с по-дълги периоди са по-ярки от тези с по-кратки периоди.  Ако се направи разумното предположение, че Малкият магеланов облак е достатъчно отдалечен, така че всички звезди да са на приблизително едно и също разстояние, може да се предположи, че съществува зависимост и между периода и абсолютната яркост. Това е изключително важно откритие в съвременната астрофизика; то означава, че човек може да направи лесно измерване - периода на пулсация на цефеидите - и да получи разстоянието.  

Хенриета Левит
Credit: AAVSO

    Докато звездите в Магелановия облак са твърде далеч, за да се измерват разстояния с помощта на паралакс, в стълбицата на разстоянията има достатъчно добре калибрирани междинни стъпала, които позволяват да се определи зависимостта период-светмост на цефеидите за близките цефеиди. Отношението P-L се превръща в един от най-важните инструменти за измерване на разстоянията в космоса. Потвърдено е, че откритието на Левит от 1908 г. работи не само за цефеидите, но и за редица други пулсиращи променливи. Един от тези типове са звездите RR Lyrae, които често се срещат в сферичните купове, а измерването на разстоянията до сферичните купове е част от аргументите, които позволяват на астрономите най-накрая да разберат размера и формата на галактиката Млечен път и всички други "спирални мъглявини" във Вселената. Едно измерване променя разбирането ни за размера на Вселената с много порядъци - от хиляди светлинни години до милиони (и в крайна сметка до милиарди).

Измерванията на Левит, показващи зависимостта между периода и видимата яркост на цефеидите в Малкия магеланов облак
Credit: AAVSO

    Защо съществува тази връзка? Един от начините да поразсъждаваме над това е да разгледаме защо звездите имат различна вътрешна яркост. Количеството светлина, което звездата излъчва, зависи от две неща: физическия ѝ размер и температурата ѝ. Цефеидите се намират в доста тесен диапазон от температури и затова основната разлика между една цефеида и друга е нейният размер. С помощта на прости динамични аргументи може да се докаже, че времето, необходимо на една звезда да завърши един пулсационен цикъл, е правопропорционално на размера на звездата - колкото по-голяма е звездата, толкова по-дълго време ѝ е необходимо, за да завърши един пулсационен цикъл. Но тъй като знаем, че по-големите звезди са по-светли, тогава можем да определим зависимост между периода и светимостта.

Визуални светлинни криви на две цефеиди - SV Vul и T Vul.  Периодът на SV Vul е около 10 пъти по-дълъг от този на T Vul.  Ако те бяха на едно и също разстояние от нас, T Vul щеше да изглежда по-слаба от SV Vul; тъй като това не е така (T Vul е с около 1,5 звезди по-ярка в максимума), тя трябва да е много по-близо.
Credit: AAVSO

    Използвахме връзката период-светимост за измерване на разстоянията до цефеидите в Млечния път, местната група и до галактики, отдалечени до около 60 милиона светлинни години (М100 е най-отдалечената галактика с измерени цефеиди). Продължаваме да усъвършенстваме и прецизираме връзката между периода и светимостта на цефеидите. По този начин разполагаме с добра мярка за разстоянията до близките галактики. От решаващо значение е след това да използваме Цефеидите за калибриране на друго стъпало от стълбата на разстоянията - червеното отместване. С помощта на Цефеидите можем да получим мерки за разстоянията до близките галактики с червено отместване, които показват ясна пряка връзка между разстоянието и червеното отместване. Червеното отместване на свой ред се използва за измерване на разстояния от стотици милиони или милиарди светлинни години, а не от десетки милиони, както е възможно при наблюденията на променливите цефеиди.

    В знак на признание за откритието на Хенриета Суон Левит и за нейната работа по зависимостта период-светимост, зависимостта P-L на цефеидите сега се нарича закон на Левит.  Това е едно от най-важните астрофизични открития на XX век.

Свръхнови от тип Ia, тъмна енергия и ускоряващо се разширяване на Вселената

    Тези, които измерват разстоянията във Вселената, често използват термина "стандартна свещ" като метафора за калибриран източник на светлина в далечна цел. За да се измерят големи разстояния, е необходима много, много ярка свещ. Свръхновите са сред най-ярките променливи звезди, които съществуват, и можем да видим свръхнови в галактики, отдалечени на стотици милиони светлинни години. Съществуват редица различни видове свръхнови, но те произлизат предимно от два различни вида прародители: колапс и последващ взрив на масивни бели джуджета в катаклизмични променливи двойни системи и колапс на масивни звезди в края на живота им.  Най-интересните системи за настоящата дискусия са колапсиращите системи от бели джуджета, известни като свръхнови от "тип Ia".  

Крива на блясъка на свръхнова от тип Ia SN 1994D (открита на 9 март 1994 г.)
Credit: AAVSO

    При свръхновите от тип Ia бяло джудже в двойна система акретира материя от вторичната звезда на двойката. Белите джуджета имат ограничения за това колко масивни могат да бъдат (около 1,4 пъти масата на Слънцето), което е известно като границата на Чандрасекар по името на нейния откривател Субраманян Чандрасекар. Ако бялото джудже стане по-масивно от тази стойност (например чрез акреция на материя от спътник), тогава атомните сили, които поддържат звездата срещу гравитацията, вече не могат да поддържат теглото на външните слоеве и звездата се разрушава. При това в ядрото на звездата протичат бурни ядрени реакции, които генерират огромно количество енергия, и звездата експлодира, като се разрушава изцяло. Тъй като всички свръхнови от тип Ia са причинени от един и същ физически процес, свръхновите от тип Ia се държат по приблизително един и същ начин и освобождават едно и също количество енергия при експлозията си. Точно това е необходимо, когато се търси стандартна свещ. И още по-хубаво, свръхновите от тип Ia са ярки и могат да засенчат всички останали звезди в галактиката, взети заедно.  Можете да откриете свръхнови в галактики, отдалечени на стотици милиони светлинни години, което ни дава мощен инструмент за калибриране на червеното отместване на по-големи разстояния, отколкото могат да го направят цефеидите.

    Но сега историята става интересна. В края на 90-те години на миналия век два независими екипа от астрономи се опитват да открият и регистрират свръхнови от тип Ia в далечни галактики като част от по-голямо изследване, което се опитва да разбере фундаменталната природа на космоса. Предполага се, че връзката между червеното отместване и максималната яркост на свръхновите трябва да е постоянна, тъй като се предполага също, че разширяването на Вселената е постоянно от Големия взрив насам.  Двата екипа обаче откриват, че свръхновите от тип Ia с по-високо червено отместване са по-слаби, отколкото може да се очаква от това постоянно разширение, което означава, че са по-далеч. Това означава, че Вселената не се разширява с постоянна скорост, а се ускорява. Това е първият наблюдателен намек за съществуването на нещо, наречено "тъмна енергия" - нещо, което е предсказано от Алберт Айнщайн, но чиято причина и произход остават до голяма степен неизвестни. Ако тъмната енергия е реална - а многобройните космологични доказателства сочат към този извод - това представлява фундаментална промяна в разбирането ни за Вселената, нейния произход и крайна съдба. Докато законът на Левит представляваше нов начин за измерване на размера на Вселената, измерването на космическото ускорение може да доведе до изцяло ново разбиране за космологията.

Credit: NASA

Променливите звезди помагат да се разкаже историята

    Измерването на разстоянията във Вселената е важен напредък в историята на астрономията и ни казва не само колко е голяма Вселената, но и каква е в основата си и как ще се развива с течение на времето. Двата класа променливи звезди - пулсиращите цефеиди и експлодиращите свръхнови - осигуряват ключови стъпки в стълбицата на космическите разстояния. Те са само един от примерите за това как променливите звезди са помогнали за развитието на науката астрономия и са ни научили повече за космоса, в който живеем. Трудно е да се предвиди какъв ще бъде бъдещият напредък, но е вероятно променливите звезди да предоставят още много прозрения за природата на нашата Вселена.

Източник: The Cosmic Distance Ladder