10.2. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕЗД
Вы знаете, что для определения расстояний в Солнечной системе применяется метод параллакса. Этот метод пригоден и для определения расстояний до ближайших звезд. Но теперь в качестве базиса используется не экваториальный радиус Земли, а средний радиус ее орбиты a (рис. 10.1).
Рис. 10.1. Определение расстояний методом годичного параллакса
Годичным параллаксом звезды называется угол π, под которым со звезды видна большая полуось орбиты Земли, причем угол при Земле прямой.
Если известен годичный параллакс звезды π, ее расстояние r до Солнца (фактически – до Земли) легко находится из соотношения:
Здесь а – расстояние от Земли до Солнца в километрах (астрономическая единица а. е.).
Параллаксы большинства звезд не превышают 1″, поэтому синус малого угла можно заменить самим углом в радианной мере:
. Тогда 
.Естественно, выражать гигантские расстояния до звезд в километрах и даже в астрономических единицах очень неудобно. В астрономии общепринятой единицей расстояний является парсек (пк). Один парсек – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1″. Расстояние в парсеках очень просто выражается через параллакс:
.Тогда 1 пк = 206 265 а. е. = 3,08·1013 км. 1 000 пк равна 1 кпк (килопарсек), а 1 000 кпк равна 1 Мпк (мегапарсек). Также 1 пк = 3,26 светового года. До ближайшей к нам звезды Проксима Центавра расстояние составляет 1,34 пк или 4,37 св. года.
Определение параллаксов звезд – задача довольно трудоемкая, требующая высокой точности измерений. Современные способы измерения параллакса позволяют устанавливать расстояния только до ближайших звезд, параллаксы которых не менее 0,01–0,005″ (100–200 пк).
Расстояние до звезды можно получить и другим путем, например, по наблюдениям периода цефеид.
Расстояние до звезд можно оценить методом спектрального параллакса. График зависимости отношения интенсивности определенных пар спектральных линий от абсолютной звездной величины звезд строится по интенсивности линий в спектрах тех звезд, расстояние до которых надежно определено. Поэтому по спектральным линиям можно оценить светимость звезды, а затем найти расстояние до нее.
Цефеидами называются пульсирующие переменные звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. Цефеиды периодически то сжимаются, то расширяются. Когда уменьшается радиус звезды, ее температура растет. Через определенное время радиус звезды начинает увеличиваться, температура – падать, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.
Цефеиды играют важную роль при определении расстояний в астрономии. Зависимость между видимой звездной величиной m цефеиды и ее светимостью L будет верна для любых цефеид, как в нашей Галактике, так и в других. Эта зависимость используется для определения расстояний до галактик. Так, по изменению блеска цефеид в начале XX в. Эдвин Хаббл определил расстояние до туманности Андромеды, а к 1999 г. по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла.
Кроме переменных звезд типа δ Цефея, существуют и другие. Это, например, звезды типа RR Лиры, которые быстро меняют свой блеск, и у большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.
Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, которые меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.
Переменность звезд связана не только с физическими процессами, происходящими в их недрах. Существуют такие переменные звезды, изменение блеска которых вызвано затмениями в тесной двойной системе (при обращении двух звезд вокруг общего центра масс). Такие звезды называются затменными переменными. Обращаясь вокруг общего центра масс, двойные звезды периодически заслоняют друг друга от земного наблюдателя. Такие звезды имеют постоянную кривую блеска, из анализа которой можно определить период обращения компонент системы вокруг общего центра масс, параметры орбит компонентов (например, эксцентриситет орбит e, большую полуось и другие параметры), оценить массы и радиусы компонентов.
Первая затменно-переменная звезда – Алголь (β Персея) – была открыта в 1669 г. итальянским астрономом Монтанари; впервые ее исследовал английский астроном Джон Гудрайк. Кривая блеска Алголя повторяется каждые 2 суток 20 часов и 49 минут.
Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более 30 000, и многие вполне доступны наблюдению в бинокль, зрительную трубу или школьный телескоп.