Расстояние для астрономов — это все. Без расстояния невозможно определить относительное расположение звезд, галактик и прочих объектов; без расстояния невозможно определить энергетику объекта — является он ярким, но далеким, или тусклым, но близким. Прямой метод определения расстояний во Вселенной существует только один — метод тригонометрических параллаксов. Наблюдая звезду с противоположных точек земной орбиты, мы смотрим на нее под несколько разными углами. Если это различие удастся измерить, то мы найдем расстояние до звезды, пользуясь формулами тригонометрии.
К сожалению, угловое смещение светил из-за нашего орбитального движения (это смещение и называется параллаксом) крайне мало и поддается измерению с огромным трудом. С Земли расстояния этим методом удается определить лишь для небольшого числа близких звезд. Прорывом, как и во многих других областях астрономии, стало измерение параллаксов из космоса. Масштабный шаг в этом направлении был сделан при помощи европейского спутника Hipparcos, работавшего с 1989 по 1993 год. В его задачу входило определение параллаксов почти 120 000 звезд, в том числе звезд в рассеянных звездных скоплениях.
Рассеянные звездные скопления (РЗС) — компактные группировки звезд в диске Галактики — являются очень важным элементом астрономического арсенала, в частности одной из ключевых ступенек так называемой «лестницы расстояний». Суть этой «лестницы» в том, что на разных расстояниях работают разные индикаторы удаленности объекта: на близких межзвездных расстояниях — параллаксы, на умеренно межгалактических — цефеиды, на космологических — сверхновые и красные смещения. Чтобы разные ступеньки лестницы были связаны между собой, необходимы объекты, расстояния до которых были бы определены двумя разными методами.
В идеале хотелось бы измерить параллакс цефеид, связав тем самым геометрическую и цефеидную шкалы расстояний, но сделать это пока не получается, поэтому между двумя этими ступеньками нужна еще одна. Ее роль играют как раз РЗС. Расстояния до РЗС удобно измерять методом, который основан на фотометрии, то есть измерении света. Если вы наблюдаете две одинаковые звезды и при этом одна имеет видимый блеск в четыре раза меньше, чем другая, вы можете смело утверждать, что первая звезда находится от нас в два раза дальше второй, ибо яркость обратно пропорциональна квадрату расстояния.
Возникает очевидная проблема: как узнать, что две звезды на самом деле одинаковы? На помощь приходит знаменитая диаграмма Герцшпрунга — Рессела (ГР), связывающая цвет звезды, то есть ее температуру, или спектральный класс, со светимостью, то есть истинным энерговыделением. На этой диаграмме звезды, в недрах которых водород превращается в гелий, занимают относительно узкую полосу, называемую главной последовательностью (ГП). Различие в видимом блеске двух звезд одинакового цвета будет означать различие в расстояниях до них (если пренебречь межзвездным покраснением). Если вы при этом ухитрились определить расстояние до близкой звезды методом тригонометрических параллаксов, то и расстояние до далекой звезды можно будет оценить.
Точность этого метода невысока, если использовать его для одиночной звезды, однако она сильно возрастает, если применять метод к звездным скоплениям, сравнивая между собой не одну, а много звезд разных цветов. И в этом случае, конечно, тоже нужен эталон — скопление, расстояние до которого определено методом тригонометрических параллаксов. Естественно, можно использовать в качестве такого эталона ближайшее к нам РЗС — Гиады, параллакс которого был неоднократно измерен с Земли. Дальше все просто: зная расстояние до Гиад, мы без труда строим для этого скопления главную последовательность на диаграмме ГР. В более далеком скоплении звезды главной последовательности будут иметь меньший видимый блеск, чем звезды Гиад. Предположив, что на самом деле главные последовательности в обоих скоплениях идентичны, и определив, насколько именно одна ГП оказывается тусклее другой, можно оценить, насколько дальше Гиад находится данное скопление. Применение этого метода к скоплению Плеяды показало, что звезды Плеяд оказываются более чем на две звездных величины слабее «аналогичных» звезд в Гиадах, что соответствует расстоянию до Плеяд около 130 пк.
Проект Hipparcos впервые позволил проверить фотометрические оценки расстояний до РЗС при помощи метода тригонометрических параллаксов. И результаты оказались несколько настораживающими. Если для большинства скоплений, в том числе и для Гиад, фотометрические и тригонометрические оценки расстояний прекрасно совпали между собой, то параллактическое расстояние до Плеяд оказалось заметно меньше прежних оценок — около 120 пк. Это отличие может показаться незначительным, однако оно существенно (примерно на порядок) превосходит предполагаемую погрешность данных Hipparcos.
Если предположить, что данные Hipparcos точны, причину различия нужно искать в фотометрическом методе. В нем предполагается, что главные последовательности двух сравниваемых скоплений одинаковы, однако это допущение верно лишь при условии, что у обоих скоплений одинаковый химический состав. Причем наибольшее влияние на истинную яркость звезды оказывает содержание гелия, которое из наблюдений определяется весьма ненадежно. На Солнце массовая доля гелия составляет порядка 27%, и примерно такой же она должна быть и у других окрестных звезд. Однако, если это не так, то некоторые звезды, более богатые гелием, чем Солнце, будут при том же цвете иметь меньшую светимость, то есть будут казаться более далекими, чем есть на самом деле.
В случае Плеяд расхождение фотометрического и геометрического расстояний означает, что истинный блеск звезд этого скопления оказывается примерно на 0.2–0.3 звездной величины тусклее, чем у звезд Гиад того же цвета (то есть той же температуры). Чтобы объяснить эту разницу, нужно предположить, что в Плеядах массовая доля гелия составляет чуть ли не 40%. Предположение довольно фантастическое. Во-первых, непонятно, как вообще может произойти такое обогащение звезд гелием. Во-вторых, непонятно, почему оно затронуло исключительно Плеяды (на самом деле расхождение расстояний было обнаружено также для скопления Coma Ber, но там ситуация не столь яркая).
В результате все чаще стали высказываться предположения о том, что данные Hipparcos не столь совершенны, как хотелось бы. Дело в том, что для определения параллаксов в проекте Hipparcos использовалась особая процедура, включавшая в себя как сложную программу наблюдений, так и масштабную последующую математическую обработку. Особенности этой процедуры могли привести к тому, что в измерениях параллаксов близких на небе звезд (например, звезд в РЗС), помимо случайных ошибок, могли проявиться и систематические.
Ситуация усугубилась в середине 2000-х годов, когда появилось несколько независимых оценок расстояния до Плеяд. В 2004 году были опубликованы результаты наблюдений орбитальных движений нескольких двойных звезд в Плеядах. Полученные оценки расстояний заведомо превышали величину 127 пк. В 2005 году Дэвид Содерблом с коллегами представили измерения параллаксов трех звезд в Плеядах при помощи датчиков точного наведения космического телескопа им. Хаббла. Их результат — 135 пк.
Для повышения точности и устранения возможных погрешностей в середине 2000-х годов данные Hipparcos были обработаны вторично. В посвященной этому вопросу книге «Hipparcos, the New Reduction of the Raw Data» (Springer, 2007) Флор ван Левен (кстати, писавший по Плеядам свою диссертацию) категорически отверг возможность ошибок в данных проекта и подтвердил прежнюю оценку расстояния до Плеяд — 120 пк.
Тем не менее защитников «близкого расстояния» становится все меньше. Проще признать наличие ошибок в сложной процедуре обработки данных Hipparcos, чем перекраивать модели звездной эволюции, причем исключительно для Плеяд. Работа Мелиса с соавторами стала последним по времени ударом по результатам Hipparcos. Параллаксы звезд в Плеядах были определены методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой. Измерения проводились при помощи десятка телескопов на протяжении полутора лет — точнее не придумаешь. Финальная погрешность в расстоянии до скопления 1.2 пк связана не столько с ошибками измерений, сколько с неопределенностью положения звезд внутри скопления.
Итак, на одной чаше весов оказывается расстояние до Плеяд 120 пк, полученное на одном телескопе и одним методом, плюс необходимость пересмотра модели звездной эволюции для одного скопления. На другой чаше весов лежат расстояния до Плеяд 130–140 пк, полученные разными методами и на разных телескопах, не требующие корректив в моделях, однако вселяющие сомнения в процедуре обработки наблюдений на Hipparcos. Вывод кажется очевидным и несколько неприятным. Даже если мы признаем наличие ошибки в данных Hipparcos, остаются неясными природа этой ошибки и ее масштаб. В частности, по-прежнему непонятно, почему она столь наглядно проявилась именно в Плеядах. Неприятность усугубляется тем, что такая же процедура определения параллаксов будет применена на космической астрометрической обсерватории GAIA, которая приступила к работе в 2014 году.
