Ученые впервые взвесили «стандартные свечи» Вселенной

Загадку, над которой несколько десятилетий бились астрофизики, удалось разрешить благодаря везению. Ученые наконец-то измерили массу переменных звезд Цефеид, играющих большую роль в современной астрофизике. Благодаря Цефеидам астрономы впервые смогли оценивать расстояния до различных уголков нашей галактики, однако массу этих звезд до последнего времени измерить не удавалось.

С XVIII века астрономы начали находить на небе звезды, которые циклически меняют свой блеск. Было замечено, что их яркость меняется с периодом от нескольких дней до месяцев. Кривые блеска переменных несимметричны: приливы яркости происходят быстрее, чем ее ослабления. По названию одного из представителей этого класса – дельты Цефея – такие переменные звезды астрономы стали называть Цефеидами.

В 1908 году сотрудница Гарвардского университета Генриетта Ливитт заметила, что звезды, у которых удалось измерить период, светят тем ярче, чем длиннее период их колебаний. Такая закономерность позднее получила название «зависимость период-светимость».

Стандартные свечи

Вскоре стало ясно, что данное свойство Цефеид в прямом смысле открывает для астрономов новые горизонты: зная период и видимую величину Цефеиды, мы можем без проблем определить расстояние до нее. Благодаря Цефеидам ученые определили место Солнца в нашей галактике, а Эдвин Хаббл впервые измерил расстояния до других галактик.

Объекты с известным собственным блеском в астрономии принято называть "стандартными свечами". Для оценки больших расстояний во Вселенной Цефеиды уже не годятся – они слишком тусклы. Для решения этих задач применяют более яркие свечи -- взрывы сверхновых типа Ia, которые все имеют примерно одинаковую истинную светимость.

Однако многое в природе самих Цефеид по сей день для астрономов оставалось неясным. Главная же проблема состояла в том, что астрофизики не умели толком взвешивать Цефеиды. Сейчас оценивать их массы принято двумя косвенными, не связанными друг с другом методами. Первый основан на предположениях о механизме пульсаций Цефеид, второй – на анализе треков звезд на эмпирической диаграмме «масса-светимость». Астрономы не особо доверяли обоим – результат первого отличался от второго на 30%. Чтобы разрешить загадку и оценить достоверность каждого метода, ученым требовалось измерить массу не косвенным, а прямым методом. Для этого достаточно найти хотя бы одну Цефеиду в составе двойной звезды. Но такой, чтобы ее составляющие затмевали друг друга в глазах землян. Глядя на такую систему «с ребра», астрономы могут точно определить массы компонент и расстояние между ними. К несчастью для ученых, и сами цефеиды, и затменные двойные звезды довольно редки. В нашей галактике, по крайней мере, затменных двойных, содержащих Цефеиды, до сих пор не находили.

Удача повернулась боком

Удача улыбнулась группе ученых под руководством Гжегожа Петржински из Университета Консепсьона в Чили. «Недавно мы нашли такую систему среди звезд Большого Магелланова облака. Она содержит цефеиду с периодом пульсации 3,8 дня. Вторая звезда слегка больше и холоднее, вращаются они друг вокруг друга с периодом в 310 дней», -- пояснил соавтор исследования Вольфганг Жирен.

При помощи чувствительного спектрографа ученые измерили и собственные скорости звезд, вращающихся вокруг общего центра масс. Благодаря этому массу Цефеиды удалось измерить с небывалой до этого точностью – 1%. Расчет показал, что для Цефеид оценка масс из эволюционных треков неверна, а доверять следует второму методу, основанному на механизме колебаний звезд. Помимо ответа на фундаментальный вопрос, открытие позволит измерить расстояние до Большого Магелланова облака с точностью до 1%.