До середины восемнадцатого века изучение других звезд, кроме Солнца, было очень ограниченным. В отличие от планет, которые двигались в небе, и некоторые детали были видны в телескоп, звезды были совершенно неподвижны.
Их изучение было ограничено координатными измерениями и каталогизацией. В то время казалось, что эти объекты навсегда останутся недоступными и находятся вне области науки.
Движение звезд
Первый шаг вперед был сделан в 1718 году, когда Эдмонд Халли - первооткрыватель кометы - указал, что звезды не зафиксированы на небе. Астроном измерил точное положение многих звезд и сравнил полученные результаты с более ранними наблюдениями. Затем он понял, что некоторые измерения не сходятся, что можно объяснить, только если соответствующие звезды переместились за определённое время.
Таким образом, догма о неизменности небес утратила ту небольшую респектабельность, которая оставалась ему. Звезды не были зафиксированы на огромной сфере, а могли свободно перемещаться относительно друг друга.
Наблюдая с Земли это привело к небольшим изменениям их положения на небе, порядка одной секунды дуги в год для ближайших звезд.
Следующим шагом было определение расстояния, которое отделяло их от Земли. Были ли они на краю солнечной системы или в тысячу раз дальше или, может быть, в миллион раз дальше? Это был фундаментальный вопрос, так как он имел дело с размером Вселенной. Было ли это ограничено солнечной системой или распространялось намного дальше?
Метод параллакса
Первый метод, разработанный астрономами для измерения расстояния до звезд, был основан на точных измерениях положения и явления параллакса.
Чтобы понять это, вы можете сделать очень простой опыт. Поставь себя в нескольких метрах от стены. Вытяните правую руку, поднимите палец и наблюдайте за его положением относительно стены. Теперь двигайте головой попеременно влево и вправо, не двигая рукой. Видимое положение вашего пальца относительно стены должно измениться. Этот эффект, изменение видимого положения удаленного объекта из-за смещения наблюдателя, называется параллаксом.
Астрономы начали применять данный метод очень давно для того, чтобы попытаться использовать параллакс для измерения расстояния до звезд. Действительно, если мы заменим палец ближайшей звездой, а стену - фоном очень далеких звезд, произойдет то же самое.
Из-за вращения Земли вокруг Солнца, наблюдатели Земли находятся в движении. Таким образом, видимое положение звезды, составленного из более дальних звезд, должно слегка изменяться. Если небольшое угловое смещение измеримо, можно из некоторого геометрического измерения вычислить расстояние до звезды.
Расстояние до звезд
Основная трудность для этой техники заключается в том, что даже ближайшие звезды находятся очень далеко. Их параллакс, то есть угол, определяемый их видимым движением, чрезвычайно слаб. Вот почему только в 1837 году было сделано первое измерение.
В том же году немецкий астроном Вильгельм Бессель определил, что у звезды 61 Лебедя параллакс на треть секунды дуги. Зная значение радиуса орбиты Земли, что составляет 150 миллионов километров, он смог рассчитать расстояние до звезды - 100 000 миллиардов километров, или 680 000 астрономических единиц или 11 световых лет.
Принимая это значение, астрономы наконец-то изучили разницу расстояния межзвездных пространств и размера Солнечной системы по сравнению со Вселенной. Наблюдения этого типа также позволят рассчитать абсолютную светимость звёзд и начать лучше понимать их истинную природу.
Астрометрический спутник Hipparcos
Основным ограничением метода параллакса является наличие атмосферы. Действительно, атмосферная турбулентность искажает изображения неба и накладывает ограничение на точность, с которой можно измерить положение звезды, порядка нескольких долей секунды дуги. Из-за этого измерения расстояния методом параллакса дают хорошие результаты только на расстоянии до ста световых лет.
Современное решение этой проблемы - поместить инструмент наблюдения за пределы атмосферы Земли. Это то, что было достигнуто с запуском в 1989 году астрометрического спутника, названного Hipparcos. Не испытывающий влияния атмосферной турбулентности, он смог определить положение звезд с точностью до нескольких тысячных долей дуги и, таким образом, наблюдать параллаксы на расстоянии до 1500 световых лет от Солнца.
Кажущаяся яркость и абсолютная яркость звёзд
Представьте, что вы потерялись посреди ночи посреди пустыни. Яркая точка внезапно появляется на расстоянии. Это фонарик на 100 метров или мощный проектор на 10 километров? Посреди ночи без звука невозможно определить расстояние светящейся точки. Проблема абсолютно одинакова и для небесных тел. Звезда, которая не очень яркая, но близка к Земле, может оказаться яркой, но далекой звездой.
Поэтому мы должны различать два понятия: видимая яркость, которая измеряет яркость звезды, измеренную от Земли, и абсолютная яркость, которая измеряет истинное количество света, испускаемого звездой. Кажущаяся яркость зависит от расстояния до звезды и не дает прямой информации о ее природе. Абсолютная светимость зависит только от самого объекта и, таким образом, может сообщить нам о природе рассматриваемого тела, и это то, что нужно стремиться определить.
Абсолютная яркость звезд
Это там где имеют значение измерения звёздных расстояний. Физикам давно известно, что интенсивность излучения следует определенному закону: она уменьшается как обратная величина квадрата расстояния, пройденного светом. С помощью этого закона очень просто установить связь, существующую между абсолютной яркостью, расстоянием и видимой яркостью звезды. Кроме того, если два параметра могут быть измерены, третий может быть легко вычислен. Итак, мы можем определить расстояние до звезды, просто измерьте ее кажущуюся яркость и примените математическое соотношение для доступа к ее абсолютной яркости.
Измерения этого типа начались, как только стали доступны данные о расстоянии. Они показали огромный диапазон возможной абсолютной светимости. Некоторые звезды действительно излучается одной десятитысячной яркости Солнца. Другие излучали в миллион раз больше энергии, чем наша звезда. Диапазон яркости был огромен, с коэффициентом десять миллиардов между минимальной и максимальной абсолютной яркостью.
Температура звезд
Можно легко определить температуру звезды с помощью спектрального анализа.
Просто найдите длину волны, при которой интенсивность света звезды максимальная, и примените закон, который связывает эту длину волны с температурой. Обратите внимание, что измеренная температура - это температура, которая царит на поверхности звезды. Температура внутри не измеряется напрямую и может быть оценена только с помощью теоретических моделей.
Спектроскопические наблюдения показали, что самые холодные звезды красного цвета и имеют температуру порядка 3000 градусов. Самые горячие звезды синего цвета и достигают 50000 градусов.
Спектральные типы
Состояние различных газов на поверхности звезды сильно зависит от температуры, которая там преобладает. Таким образом, спектры двух звезд с разными температурами имеют характеристики, которые облегчают их различение. Это свойство привело астрономов девятнадцатого века к классификации звезд по различным категориям в зависимости от их спектра.
Эти группы, называемые спектральными типами, обозначаются следующими буквами: O, B, A, F, G, K и M.
Типы O и B соответствуют поверхностным температурам, превышающим 10000 градусов, и в их спектрах преобладают гелиевые линии.
Тип А, чуть ниже 10000 градусов, имеет водородные линии.
Типы F, G и K, с температурами от 3500 до 7500 градусов, показывают линии кальция.
Наконец, звезды M-типа, менее 3500 градусов, предлагают спектр, в котором преобладают полосы, то есть очень широкие линии из-за нескольких молекул, в частности оксида титана.
