Астрономы Варшавского университета создали самую подробную на сегодня трёхмерную карту Млечного Пути. Картирование выполнено по нескольким тысячам переменных звёзд класса цефеид, особые свойства которых позволяют точно определить расстояние до них.
Для создания новой карты астрономы использовали каталог переменных звёзд по данным долгосрочного польско-американского астрономического проекта OGLE — Optical Gravitational Lensing Experiment, начатого в 1992 году на базе Варшавского университета. Текущий четвёртый этап проекта, OGLE-IV — это шестилетний обзор звёздного неба в видимом и инфракрасном диапазоне при помощи телескопа Варшавского университета, расположенного в обсерватории Лас Кампанас в Чили. На этом этапе целевые участки — примерно 2/3 галактического диска Млечного Пути, а также Большое Магелланово Облако — карликовая галактика-спутник, видимая в южном небе. Выборка составила примерно 2400 звёзд-цефеид Млечного Пути, открытых в рамках обзора OGLE-IV и известных из других каталогов. Статья авторов по результатам работы вышла в 2019 году в журнале Science.
-
Структура Млечного Пути, как мы её представляем сегодня. Картирование Млечного Пути является нетривиальной задачей. Мы наблюдаем за Галактикой, находясь внутри её диска. Поэтому структуры, находящиеся по другую сторону от её ядра (например, противоположные рукава), нам практически не видны за плотным «слоем» звёзд в ядре. Кроме того, даже на нашей стороне Галактики часть звёздного неба закрыта молекулярными и пылевыми облаками — на небе это характерные затемнённые области дуги Млечного Пути, за которыми звёзды почти не просматриваются. Поэтому схемы Галактики в виде симметричной спиральной структуры, которые можно увидеть в учебниках — это экстраполяция исходя из строения ближайших галактических окрестностей (рукава Ориона и Персея) и наблюдений за похожими галактиками, повёрнутыми к нам лицевой стороной.
-
Годичный параллакс и определение расстояния до ближайших звёзд. Другая проблема — это определение расстояний даже до видимых объектов на небесной сфере. Практически единственный прямой способ определения расстояний до звёзд — это метод параллакса. Определяется угловое смещение звезды на небосводе при наблюдении в данный момент и через полгода, когда Земля находится на другой стороне своей орбиты. Чем больше такое смещение, тем ближе звезда (такой же принцип определения расстояния в стереоскопическом зрении). Угловое смещение в одну секунду дуги (1/3600 часть градуса), которое можно заметить только при помощи высокоточного прибора, отвечает расстоянию до звезды 1 парсек, или 3,2 световых года — на таких расстояниях находятся самые ближние к нам звёзды (более подробно см., например, в этой заметке). Точность наземных инструментов позволяет определять расстояния от силы в 100—200 световых лет, то есть в ближайших звёздных окрестностях. Космические телескопы могут определять углы с точностью до милли- и даже микросекунд дуги, но и этого достаточно только для расстояний в несколько килопарсек (расстояние до центра Галактики — около 8 кпс).
Для определения расстояний за пределами точности измерений параллакса используются разные классы объектов («трейсеры»), расстояние до которых можно определить другими методами. В частности, это могут быть газовые облака, звёзды определённых типов или звёздные скопления. Звёзды-цефеиды — это объекты, расстояние до которых можно определить с большой точностью, используя данные по их видимой яркости.
Цефеиды — класс переменных звёзд, названный по одной из первых открытых звёзд этого типа — δ Цефея. Это молодые переменные (пульсирующие) звёзды-сверхгиганты, светимость которых может в 100 тысяч раз превышать светимость Солнца, поэтому они видны с далёких расстояний и даже из соседних галактик вроде Магеллановых Облаков. К классу цефеид относится Полярная звезда (расстояние 430—450 св. лет). Их яркость периодически меняется со временем, причём колебания совершаются с регулярным периодом от нескольких часов до десятков дней. Отличительная особенность звёзд этого класса состоит в том, что их яркость и период таких пульсаций связаны: чем больше период, тем больше яркость. Эту закономерность установили ещё в начале XX века, наблюдая за цефеидами, находящимся примерно на одном по космическим меркам расстоянии от нас — в карликовой галактике-спутнике Малое Магелланово Облако. Это позволяет использовать их как «стандартные свечи» — объекты, у которых, измерив их период пульсаций, можно определить светимость (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), или же абсолютную звёздную величину. Сравнив известную абсолютную яркость звезды с измеренной видимой яркостью её на небе, можно точно определить расстояние до звезды. Таким образом определяются расстояния до объектов, находящихся за пределами возможностей метода параллакса, в частности, звёзд на другой стороне галактического диска.
- В астрономии для выражения яркости объектов используется логарифмическая шкала звёздных величин: например, если звезда A имеет видимую звёздную величину, или «блеск» 1m, а звезда B — 6m, то есть разность звёздных величин составляет 5, то звезда A ярче звезды B ровно в 100 раз. У более ярких звёзд звёздная величина меньше, а у самых ярких она может быть и отрицательной (например, Сириус −1,46m). За условный ноль (0m) этой шкалы исторически принималась яркость Веги.
- Идею метода можно объяснить на примере ближайшей к нам цефеиды — Полярной звезды. Её период пульсаций составляет 3,97 суток. Отсюда по известному соотношению период-светимость определяется её абсолютная звёздная величина −3,6 — это видимая яркость звезды, если бы она находилась на стандартном расстоянии 10 парсек. В то же время видимая звёздная величина Полярной звезды 1,97, то есть она находится значительно дальше, чем эти 10 парсек, поэтому и выглядит тусклее. Разность звёздных величин как раз составляет чуть более 5, как в примере выше. Это значит, что Полярная звезда светит примерно в 100 раз менее ярко, чем светила бы, находясь на расстоянии в 10 парсек, откуда следует, что она расположена в 10 раз дальше (светимость убывает пропорционально квадрату расстояния). То есть расстояние до неё около 100 парсек. Более точный расчёт, учитывающий, что разность звёздных величин всё же не 5, а 1,97−(−3,6)=5,6, даёт значение 130 парсек, или те же ≈430 световых лет. В то же время расстояние до этой и других ближних звёзд можно определить независимо по методу параллакса, и это даёт дополнительные точки опоры для калибровки «шкалы расстояний» других цефеид.
Астрометрические характеристики цефеид дают возможность определять не только расстояние до них, но и их возраст. Поскольку это сверхгиганты, их время жизни составляет всего сотни миллионов лет, но в выборке выделяются более старые и более молодые звёзды. Расположив все 2431 звезду из обзора OGLE и других каталогов в пространстве, астрономы получили трёхмерный «портрет» Млечного Пути по цефеидам как специфической подгруппе звёздного населения.
Трёхмерная карта распределения этого класса звёзд в Галактике позволяет сделать выводы о структуре и эволюции Млечного Пути. Так, например, звёзды-цефеиды разного возраста размещены на диске Галактики неравномерно. Более старые с возрастом около 400 миллионов лет расположены в основном на периферии диска, более молодые, возраста 50—100 млн лет — ближе к центру. Распределение звёзд разного возраста вдоль спиральных рукавов Галактики позволяет отследить движение материала вокруг галактического центра и выделить прошлые эпизоды интенсивного звёздоформирования, когда новые звёзды, включая цефеиды, образовывались в определённых точках по отношению к галактическим структурам, например, на отрезках спиральных рукавов, и затем рассеивались по диску Галактики.
По карте цефеид также видно, что Галактика не является «плоской»: её диск, во-первых, утолщается ближе к краям, а во-вторых, изгибается так, что вещество на периферии может отклоняться от условной галактической плоскости на расстояние до 4500 световых лет (толщина самого диска в окрестностях Солнечной системы — около 500 св.лет). Такой изгиб может быть вызван взаимодействием с галактиками-спутниками или межгалактическим газом. Представление о том, что галактический диск деформирован в трёхмерном пространстве, существовало и раньше, и подтверждалось данными, например, по распределению газовых облаков (нейтральный атомарный водород HI). В этом исследовании такие выводы получены по прямым измерениям расстояний до единичных объектов-звёзд.
