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

Ако си зад уеб филтър, моля, увери се, че домейните *. kastatic.org и *. kasandbox.org са разрешени.

Основно съдържание
Текущ час:0:00Обща продължителност:9:23

Видео транскрипция

Това е снимка на Хенриета Суан Ливит. Преди около 100 години, в началото на 20-ти век, докато работи в обсерваторията на харвардския астроном Едуард Чарлз Пикеринг, тя прави едно от, може да се каже, най-важните открития в астрономията. Бих казал, че е в топ три, защото кара хора като Хъбъл да започнат да осъзнават, че Вселената се разширява, или дори да осмислят как да измерват разстояния до космически обекти доста извън обхвата на инструментите ни чрез паралакс. С паралакс трябват много прецизни инструменти само за да се измерят разстоянията до звезди, сравнително близки до нас. Трябва да са много прецизни, що се отнася до по-отдалечени звезди. Дори днес нямаме инструменти, с които да измерваме неща извън галактиката ни. Благодарение на Хенриета Суан Ливит обаче сме успели с добра приблизителна точност да изчислим разстоянията до обекти извън галактиката ни. Нека помислим върху това, което е направила. Работата ѝ е била да класифицира звезди в Големия Магеланов – трудно го произнасям – Магеланов облак и в Малкия Магеланов облак. Така изглеждат те от Южното полукълбо. Този тук е големият. Това е малкият. Помни, това е преди Хъбъл да разбере – или да покаже на света, – че има звезди отвъд нашата галактика, или, че има галактики освен нашата собствена. Тоест тогава хората дори не са осъзнавали, че това са отделни галактики. Казвали са си: "Това са едни струпвания, или купове от звезди, които наблюдаваме от Южното полукълбо. За да разбереш къде се намират спрямо нашата галактика, Млечния път – това очевидно не е реална снимка. От тази позиция няма как да я снимаме. Така ще изглежда от много, много далеч. Това тук е Млечният път. Това е Малкият Магеланов облак. Това е Големият Магеланов облак. Все по-добре го казвам. Както и да е, работата ѝ е била да класифицира различните звезди, които е виждала. Докато го е правела обаче е наблюдавала едни неща, наречени променливи. Оказало се, че е гледала клас звезди, наречени цефеиди, или цефеидни променливи звезди. Две неща са особено интересни при тях. Те са феноменално ярки. До 30 000 пъти по-ярки са от Слънцето. Също така са между 5 и 20 пъти по-големи от Слънцето, от 5 до 20 пъти по неговата маса. Това, което ги прави интересни обаче, е яркостта им. Тоест може да ги наблюдаваш от много далеч. Можеш да видиш цефеиди в други галактики. Всъщност можем да ги наблюдаваме доста отвъд Малкия или Големия Магеланов облак. Можеш да видиш звезди от други галактики. Това, което е дори по-интересно, е, че интензивността им варира. Стават по-ярки или по-бледи през строго определени периоди. Ако наблюдаваш цефеида – това е един вид симулация, доста скромна такава – би изглеждала като нещо такова. През следващите три-четири дни пък интензивността ѝ ще намалее до нещо подобно. След още три-четири дни пак ще изглежда така. После отново така. По този начин интензивността ту се вдига, ту пада през точно определен период. Тоест ако това отнема три дни, а следващото е още три, тогава периодът, един цял цикъл, при който преминава от ниска до висока интензивност, е шест дни. Това е шестдневен период. Това, което Хенриета Ливит забелязала, а не е било очевидно, я накарало да предположи, че всеки от онези облаци е отдалечен на горе-долу едно и също разстояние. Всичко в Големия Магеланов облак е приблизително еднакво далеч. Очевидно не е точно така. Това е цяла галактика; има неща в нея, които са по-далеч, има и по-близки. Тук и тук има звезди. Разстоянието между тях няма да е като това до нас, макар и да се намираме някъде тук. Ще е близко обаче. Не е било лошо приближение. Правейки онова предположение, тя установила нещо доста интересно. Ако разпредели – нека го направя тук. Разпределила е относителната яркост по абсцисата, Единственият начин да го измери е било чрез това колко ярки са ѝ се стрували на нея. Предполага, че са на еднакво разстояние. Очевидно е, че ако има по-ярка звезда, но е много, много по-далеч, ще изглежда по-бледа. Така че, ако предположиш, че всички са на еднакво разстояние, то яркостта им ти показва колко ярки са самите звезди. Така отбелязва относителната яркост на една звезда на едната координата. На другата слага периода на тези променливи звезди. Отбелязва периода. Това, което аз ще направя, ще е на тази логаритмична скала. Да приемем, че това е в дни. Това е един ден. Това са 10 дни. Това тук са 100 дни. Скалата е логаритмична, защото ще стане дума за степени на 10. Ако вземем логаритъма им, това ще е нула, това – едно, а това – две. Тоест използвам това за скала. Взимам логаритъма на периода, или го отбелязвам с едно, 10, 100. На всеки от тези степенувани форми обаче давам еднакво разстояние. Както е направила скалата, съпоставяйки относителната яркост и периода, тя е получила графика, която е изглеждала по подобен начин. Това очевидно не е точно. Получила е нещо такова. Това е една доста линейна връзка, ако се използва относителната яркост и логаритъмът на периода. Тоест това е логаритмична скала. Можеш да прекараш линия. Причината, поради която аз, а и, вярвам, доста хора биха посочили това като едно от най-важните открития в астрономията, е, че ако знаеш – замисли се какъв всъщност е проблемът. Можем да наблюдаваме едни звезди в космоса. Да кажем, че погледнеш в един отрязък от небето и видиш нещо такова. Много е ярко. След това виждаш нещо тъмно, което изглежда така. Ако имаш повърхностно разбиране за нещата, ще кажеш, че тази звезда е по-ярка. Ще кажеш, че това по принцип е една по-ярка звезда. Как обаче знаеш това? Може би, вместо да е по-ярка, просто е по-тъмна, близка звезда. Може би е по-близка звезда. Може би това е цяла една галактика, но е прекалено далеч, за да се каже със сигурност. Изведнъж обаче, заради работата на Хенриета Ливит, ако видиш цефеида в друга галактика, знаеш относителната ѝ яркост в сравнение с другите цефеиди. Следователно ако знаеш къде се намира само една цефеида, разстоянието само до една от тях, тогава знаеш абсолютната ѝ яркост, както и тази на която и да е друга цефеида. Да кажем че, използвайки паралакс, другия ни инструмент, намираме, например, някоя звезда в нашата галактика. Приемаме, че чрез паралакса сме направили едно добро измерване, което е, не знам, че е на примерно 100 светлинни години разстояние. Това е цефеида. Да кажем, че периодът е един ден. Един ден е. Сега знаем нещо интересно. Знаем, че променливи звезди с период от един ден, на 100 светлинни години разстояние, ще изглеждат като тази рисунка. Така че, ако по-късно видим цефеида с период от един ден, тоест става по-ярка и по-бледа за един ден, а може и червено отместване да има, но изглежда по-малко ярка. Изглежда така. Знаем, че ако е на 100 светлинни години разстояние, ще бъде толкова ярка. Тоест в зависимост от това колко е ярка можем да определим на какво разстояние се намира дадената цефеида. В случай, че се обърка, ще навляза в малко повече детайли в следващите видеа, за да разберем какви са изчисленията в случая. Това обаче е било голямо откритие. Само откритието на този клас звезди, цефеидите – тя не е човекът, който ги е открил. И преди нея хората са знаели, че има звезди, които варират в яркостта си. Голямото ѝ откритие е намирането на линейната връзка между относителната яркост на тези звезди и техния период. Оттам нататък, ако видим цефеиди в различни галактики или купове като наблюдаваме периодите им, разбираме истинската им относителна яркост. Така разбираме на какво разстояние са. Можем да разберем наистина колко са далеч.