If you're seeing this message, it means we're having trouble loading external resources on our website.

Если вы используете веб-фильтр, пожалуйста, убедитесь, что домены *.kastatic.org и *.kasandbox.org разблокированы.

Основное содержание
Текущее время:0:00Общая продолжительность:9:23

Транскрипция к видео

Это фото Генриетты Суон Ливитт. Немногим более ста лет назад, в начале 20 века она, работая под руководством Эдварда Чарльза Пикеринга, астронома из Гарварда, сделала возможно, одно из самых важных открытий во всей науке астрономии. Я бы отнёс его к числу трёх наиболее важных, поскольку оно позволило таким исследователям, как Хаббл далее открыть расширение Вселенной, для чего был необходим способ измерения расстояний до космических объектов, где не может быть применен метод параллакса. Для параллакса, как мы обсуждали, нужны чрезвычайно чувствительные инструменты, чтобы измерить расстояние даже относительно близких звезд. Очень высокочувствительные инструменты могут обеспечить измерение более удаленных звезд нашей галактики. Но даже сейчас у нас нет средств, способных измерять расстояния за пределами галактики. Но благодаря Генриетте Суон Ливитт, мы смогли с достаточной точностью оценить расстояния до объектов за пределами галактики. Рассмотрим сущность её открытия. Она занималась, по сути, классификацией звёзд в Большом Магеллановом Облаке и Малом Магеллановом Облаке. Вот как они выглядят из Южного полушария. Это Большое Облако. А это Малое. Напоминаю, это было до того, как Хаббл открыл и продемонстрировал, что за пределами нашей Галактики есть звёзды и другие галактики. В это время ещё не было известно, что это – отдельные галактики. Их считали какими-то скоплениями звёзд, который наблюдаются из Южного Полушария. Чтобы понять, где они находятся относительно нашей Галактики Млечный Путь - естественно, это не настоящее фото. Мы не можем сделать фото с такой точки. Этой точке пришлось бы находиться очень далеко. Но вот Млечный Путь, а это - Малое Магелланово облако. А это – Большое Магелланово облако. Итак, ей было поручено классифицировать различные наблюдаемые звезды. Но во время этой работы она обратила внимание на так называемые переменные. Оказалось, что она классифицирует звезды типа Цефеид, переменные звезды Цефеиды. У них есть две особенности. Они имеют колоссальную яркость. Их светимость в 30 000 раз выше Солнца. Они имеют массу в 5-20 раз больше Солнца. Значение здесь имеет яркость. Благодаря которой их можно видеть с огромного расстояния. Эти переменные цефеиды можно видеть в других галактиках. Даже не только в Малом и Большом Магеллановых облаках, но и в других галактиках. Кроме того, у них есть интересное свойство – переменная яркость свечения. Они становятся то ярче, то тусклее с хорошо известным периодом. То есть, наблюдая цефеиду - это очень грубая модель - можно увидеть нечто подобное. За следующие три-четыре дня свечение снизится до такого, а ещё три-четыре дня спустя звезда будет выглядеть вот так. Наблюдается реальная периодичность интенсивности свечения. Итак, если этот процесс занимает три дня, и затем этот процесс ещё три дня, то период, полный цикл от низкой яркости до высокой, составит шесть дней. Итак, период равен шести дням. Генриетта Ливитт заметила следующее – и это было совсем неочевидно - что если предположить, будто все объекты в этом облаке находятся на примерно одинаковом расстоянии, например, всё в Большом Магеллановом облаке находится на одинаковом расстоянии - конечно, это точное определение, это целая галактика. Галактика состоит из множества звезд на большем и меньшем расстоянии. Их расстояние до нашего местонахождения не будет точно одинаковым. Но близким к одинаковому, это было неплохое приближение. Исходя из этого предположения, она обнаружила интересный эффект. Если построить график, где по горизонтальной оси будет относительная яркость, потому что как иначе можно определить воспринимаемую яркость? Предположив, что расстояние одинаково... Очевидно, если есть более яркая звезда, которая находится на большем расстоянии - она будет выглядеть более тускло. И если предположить, что все они находятся примерно на одном расстоянии, то яркость таким образом покажет, насколько ярка сама звезда в действительности. Итак, по одной оси она построила относительную яркость звезды. А по другой оси – период этих переменных звезд. Я сейчас сделаю это на логарифмической шкале. Это период в днях. Один день. Десять дней. Сто дней. Это логарифмическая шкала с основанием 10. Логарифм этого будет 0, этого 1 и этого 2. Вот шкала, которую я использую для периода - значения 1, 10, 100 находятся на равном расстоянии. Построив график относительной яркости относительно периода, она получила нечто подобное. Нет, это надо исправить. Получится, скорее, такой график. Отношение получается близким к линейному, если построить график относительной светимости и периода по логарифмической шкале. Это логарифмическая шкала, и поэтому можно провести линию. Теперь, собственно, поясню почему по распространённому мнению это одно из величайших открытий в астрономии. Снова задумаемся над поставленной задачей. Мы видим все эти звёзды в небе. Предположим что мы смотрим на участок неба и видим нечто подобное. Это очень яркий объект. А это гораздо более тусклый. Даже поверхностно понятно, что эта звезда ярче. Она гораздо ярче. Но откуда это известно? Может быть это не яркая далекая звезда, а более тусклая, но близкая? Может быть, это целая галактика на таком большом расстоянии, что невозможно разобрать. Но внезапно, на основе работы Генриетты Ливитт, стало возможно, наблюдая одну из этих переменных цефеид в другой галактике, оценить её относительную яркость по сравнению с другими переменными цефеидами. И таким образом, если известно расстояние хотя бы до одной из них и её абсолютная светимость, то можно определить абсолютную светимость других переменных цефеид. Предположим, что используя параллакс – наш другой инструмент измерения – мы определяем звезду в нашей Галактике. И при помощи параллакса получаем довольно точное значение расстояния -предположим, 100 световых лет. 100 световых лет. И эта звезда – переменная цефеида. Ее период – один день. И теперь мы можем сделать интересное заключение. Мы знаем, что переменная с периодом в один день, на расстоянии в 100 световых лет будет выглядеть также, как изображено здесь. И если мы дальше где-то то увидим переменную цефеиду с периодом колебания яркости в один день (возможно, с учетом красного смещения), но выглядящую несколько тусклее... Она выглядит вот так. Нам теперь известно, что на расстоянии в 100 световых лет она бы имела вот такую светимость. И по тому, насколько она тусклее, можно определить, насколько дальше находится эта переменная цефеида. Если вам непонятно, в следующих видео я расскажу подробнее о том, как производится это вычисление. Это было большое открытие. При этом Генриетта Ливитт не была первооткрывателем цефеид – переменные звезды, меняющие яркость, были известны давно. Но ее открытием было установление линейной зависимости между периодом цефеид и их наблюдаемой светимостью. Благодаря этому, наблюдая цефеиду в другой галактике или скоплении галактик, по ее периоду можно судить о реальной относительной светимости. И на основе этого оценить реальное расстояние до объекта. Subtitles by the Amara.org community