Самая захватывающая часть ночного неба это беловатая и рассеянная полоса, которая пересекает небо , это Млечный путь.
Галилей был первым астрономом, который понял, что Млечный путь состоит из множества звезд, которые сосредоточены в области неба в форме полосы. Их концентрация такова, что человеческий глаз не может различать звезды друг от друга и видит только диффузную полосу.
Форма Млечного Пути и тот факт, что он, кажется, окружает Землю, подсказали астрономам, особенно англичанину Томасу Райту в середине 17-го века, что Солнце и другие звезды должны были сформировать очень уплощенную систему.
В восемнадцатом веке немецкий философ Эммануил Кант выдвинул идею о том, что Млечный путь представляет собой систему звезд в форме диска. Глядя в направлении диска, можно было увидеть огромное количество звезд, которые сбивают с толку и создавают видение диффузной полосы. В перпендикулярном направлении, с другой стороны, можно видеть только несколько соседних звезд и ничего за их пределами, что создавало впечатление наличия пустоты.
Первые исследования Млечного Пути
Первые попытки пойти дальше увенчались ограниченным успехом. В 1780-х годах Уильям Гершель, первооткрыватель Урана, предпринял первый количественный анализ структуры Млечного Пути. Он разделил небо на множество областей и сосчитал количество видимых звезд в каждой из этих областей. Это позволило ему реконструировать форму Млечного Пути в космосе и определить положение Солнца относительно целого пространства.
Наблюдения Гершеля, показали, что распределение звезд в Млечном Пути было более или менее равномерным и он пришел к выводу, что Солнце находится в центре диска.
Позже, в начале двадцатого века, голландец Якобус Каптейн провел более тщательный анализ и пришел к тому же результату. Он даже пытался определить размер Млечного Пути, который он оценил в 40000 световых лет.
Млечный Путь, скрытый межзвездной средой
Сегодня мы знаем, что оба астронома ошиблись в своих выводах, потому что они не приняли во внимание влияние межзвездной среды. А именно то, что межзвёздная среда рассеивает свет звёзд.
Таким образом, с определенного расстояния излучение звезды настолько слабое, что мы уже не можем его обнаружить. Следовательно, мы можем наблюдать только небольшую долю звезд Млечного Пути, достаточно близких.
Независимо от положения Солнца, Гершель и Каптейн пришли к выводу о равномерности расположения звёзд потому, что они могли наблюдать только ограниченное их количество.
Согласно современных знаний о Вселенной, межзвездная среда не затеняет свет во всех направлениях. Газ и пыль межзвездного пространства сосредоточены в плоскости Млечного Пути как и звезды. Межзвездное влияние очень слабо в других направлениях, что позволяет нам наблюдать даже более отдаленные объекты. Именно благодаря этому астрономы, наконец, смогли определить реальную форму и размер Млечного Пути, а также Солнца в целом.
Цефеиды и размеры Млечного Пути
В 1912 году американский астроном Генриетта Ливитт изучала Магеллановы Облака, две туманности, которые доминируют над южным небом в их великолепии. Её задачей было исследовать фотографические пластины, сделанные в разное время, чтобы выделить звезды, яркость которых не была постоянной во времени. Она обнаружила, что некоторые из этих звезд, позже названных цефеидами, имели периодические изменения в яркости. Поскольку все эти звезды принадлежали одному или другому Магелланову Облаку, все они находились на одинаковом расстоянии от Земли, и это свойство было не следствием расстояния, а реальной физической характеристикой звезд.
Новый метод измерения расстояний
Это свойство цефеид оказалось чрезвычайно важным, поскольку оно позволило астрономам разработать шкалу расстояний во Вселенной. Действительно, если мы знаем как абсолютную, так и кажущуюся яркость звезды, можно рассчитать, насколько далеко она находится. Но сложность состоит в том, чтобы определить абсолютную яркость звезды. Здесь имеют значения данные, полученные Генриеттой Ливитт.
Предположим, мы наблюдаем две цефеиды одного и того же периода, один в Магеллановом облаке, другой в неопределенной области. Мы знаем, что разница между видимыми всплесками является лишь эффектом расстояния, поскольку два цефеида одного и того же периода имеют одинаковую абсолютную светимость. Зная закон уменьшения интенсивности света с расстоянием, очень легко вычислить расстояние неопределенной области от области Магеллановых Облаков.
Таким образом, с помощью цефеид у астрономов появился новый метод измерения относительных расстояний. Это позволяет пойти намного дальше, чем техники, основанные на параллаксе, потому что это применимо даже к звездам без видимого движения. Этот вывод тем более верен, поскольку цефеиды обладают очень высокой абсолютной светимостью, в десять тысяч раз превышающей яркость Солнца и, таким образом, видны с очень больших расстояний.
Харлоу Шепли и Млечный Путь
Тем не менее, в начале прошлого века проблема состояла в том, что не было известно фактическое расстояние Магеллановых Облаков. Следовательно, любая мера была относительной, и было невозможно узнать реальное расстояние до объекта. Ближайшие цефеиды не могли помочь, потому что они были слишком далеки, для того, чтобы измерить параллакс.
Американскому астроному Харлоу Шепли удалось преодолеть эту трудность. Он основывался на том факте, что некоторые цефеиды имеют измеримое угловое смещение в течение достаточно длительного периода времени. С помощью простого статистического аргумента он смог вывести из этих угловых смещений реальное расстояние некоторых цефеидов и, следовательно, их абсолютную светимость, и, таким образом, смог установить точное отношение, связывающее период цефеиды с его абсолютной светимостью.
Отныне этого будет достаточно, чтобы определить период цефеиды, для определения её абсолютной светимости. Сравнивая это значение с кажущейся яркостью звезды, можно легко рассчитать расстояние до звезды.
Шаровые скопления Млечного Пути
Харлоу Шепли применил эту новую технику для изучения шаровых скоплений, области звезд, которые могут достигать миллиона и отличаются своим сферическим внешним видом. Распределение шаровых скоплений в небе сильно отличалось от распределения звезд. Кластеры покрывали все небо, а не просто полосу, похожую на звезды. Более того, это распределение демонстрировало явную асимметрию, поскольку большинство находилось на половине неба, окружающего созвездие Стрельца.
Так как шаровые скопления содержали цефеиды, Харлоу Шепли смог использовать свой метод, чтобы определить их расстояние. Он мог также определить их реальное положение в пространстве и создать трехмерную карту их распределения. Результат, опубликованный в 1917 году, показал, что скопления были на гораздо больших расстояниях, чем ожидалось, что они были сферически распределены, и что центр этой сферы находился очень далеко от Солнца.
Современное видение Млечного Пути
Харлоу Шепли выдвинул гипотезу, что шаровые скопления так или иначе связаны с Млечным путем. Поэтому распределение шаровых и звездных скоплений должно иметь одинаковые размеры и общий центр. Таким образом, американский астроном впервые устанавливает, что Млечный Путь был гигантским по размеру, и, прежде всего, он исключил Солнце из центра, приписанного ему Гершелем.
Расстояния Харлоу Шепли были примерно в три раза больше, потому что он не принимал во внимание эффект межзвёздного вымирания.
