Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Глава 8 Далеко ли до звезд?

Согласно Птолемею, расстояние до сферы звезд составляет 20 000 радиусов Земли. Коперник же считал это расстояние просто «огромным», поскольку звезды не демонстрируют покачиваний, вызванных годичным движением Земли вокруг Солнца. Отсутствие «годичного параллакса» отмечал еще Птолемей, который использовал это как доказательство неподвижности Земли. Для Аристарха, как и для Коперника, отсутствие параллакса свидетельствовало о безграничности Вселенной.

Коперниканская революция не только убрала Землю из центра Вселенной и придала ей движение, но и разбила вдребезги старую хрустальную сферу, с древних времен удерживающую звезды. Коперник и Кеплер все еще верили в эту самую дальнюю сферу, но фактически она стала бесполезной, когда утратила свою исходную функцию. Этот новый мировой порядок ясно описал горячий поклонник Коперника — Бруно: «Если только мы поймем, что видимость мирового движения вызвана истинным ежедневным движением Земли… то не будет оснований, которые принуждали бы нас считать все звезды одинаково далеко отстоящими от нас». Еще раньше, как мы рассказали в главе 4, Диггес отделил звезды от сферы и рассеял их в пространстве: «Эта сфера неподвижных звезд безгранично простирается во всех направлениях и оттого недвижима. Эта обитель блаженства украшена вечно сияющими бесчисленными огнями, намного превосходящими своим сиянием наше Солнце и по качеству, и по количеству».

Обнаружение небольшого годичного параллакса стало бы очень важным доказательством системы Коперника. К тому же это позволило бы измерить расстояния до звезд. Параллакс звезды равен углу, под которым радиус земной орбиты виден с расстояния до звезды. Он также равен половине полного изменения направления на звезду в течение года. Если параллактический угол равен 1 секунде дуги, то говорят, что звезда находится на расстоянии 1 парсек (par-sec). В названии этой единицы длины зашифровано ее определение (параллакс = 1 секунде; parallax = 1 arcsec). Один парсек (1 пк) равен 206 265 радиусам земной орбиты. На врезке 8.1 объясняется, как возникло это число. Полезно помнить, что 1 парсек равен 3,26 светового года. Один световой год — это расстояние, которое проходит луч света за год (9,46 x 10¹² км).

На каком расстоянии г радиус земной орбиты R стягивает угол в 1 секунду дуги (1")? Предположим, что R — длина малого сегмента окружности радиусом r, тогда R/2πr = 1"/360°.

Поскольку вся окружность содержит 360 x 60 х 60 секунд дуги, то R/r = 2π/(360 x 60 x 60) = 1/206 265. Следовательно, 1 парсек равен 206 265 расстояниям Солнце-Земля, или 3,0857 x 10¹³ км. Что касается светового года, который часто используется в научно-популярной литературе, то 1 парсек = 3,26 светового года, или 1 св. год = 0,307 пк.

В своем «Диалоге» Галилей уделяет большое внимание тому, как обнаружить и доказать движение Земли. Точно так же, как на борту судна мы не чувствуем его движения, мы не можем почувствовать и постоянное вращение Земли, пока она не столкнется с каким-нибудь препятствием, которое резко остановит ее и выбросит нас к звездам, как это в кошмарной сцене описывает Сальвиати — персонаж, выражающий мысли Галилея. Однако мы можем наблюдать звезды и заметить намек на движение Земли. В то время таких намеков замечено не было. Сначала Сальвиати рассматривает случай, когда звезда расположена точно на эклиптике. Если наблюдать с движущейся Земли, то эта звезда должна за год совершить колебание вдоль эклиптики, подобное петлеобразному движению далекой планеты относительно неподвижных звезд (рис. 8.1). Но Сальвиати объясняет, что такое движение звезды очень трудно заметить, так как нужно иметь точки отсчета, расположенные намного дальше этой звезды. И эффект вообще пропадает, если все звезды находятся на небесной сфере.

Рис. 8.1. Направление на звезду меняется по мере обращения Земли вокруг Солнца. Это позволяет измерять расстояния до звезд методом триангуляции. Но этот фундаментальный метод удается использовать только для относительно близких звезд.

Но задача облегчается, если звезда расположена вдали от эклиптики. Тогда в течение года она будет менять свое угловое расстояние от эклиптики, то «опускаясь», то «поднимаясь». При этом сама неподвижная плоскость эклиптики служит той системой координат, в которой можно измерять углы.

Галилей упоминает также о возможности наблюдать относительный параллакс двух звезд, удаленных на разное расстояние, что могло бы стать еще одним доказательством годичного движения Земли. Он высказывает мнение, что не все звезды лежат на одинаковом расстоянии от нас, а некоторые из них могут быть в «два или три» раза дальше, чем остальные. Если две такие звезды были бы расположены вблизи друг друга, то более близкая звезда могла бы двигаться относительно более далекой, и астроном имел бы возможность измерить это малое смещение. И такие измерения действительно были проделаны, но двумя столетиями позже! А в промежутке люди пытались заметить движение звезд «вверх и вниз» по эклиптическому методу Галилея. Попытки оказывались неудачными (очень трудно провести точные измерения углов от эклиптики, чтобы заметить эти сдвиги), но в процессе этих измерений было обнаружено другое очень важное явление, меняющее направление на звезду. Этим неожиданным оптическим явлением оказалась аберрация света.

Еще до начала охоты за параллаксом в дело вмешалось настоящее животное. А именно примерно в 1640 году паук сплел свою паутину внутри телескопа английского любителя астрономии Уильяма Гаскойна (William Gascoigne). Это был телескоп кеплеровского типа, у которого объектив формирует изображение внутри телескопа, перед окуляром. Поэтому часть паутины свисала как раз в фокальной плоскости и была отчетливо видна, когда владелец телескопа (не тот, что внутри!) посмотрел в окуляр. Это навело Гаскойна на мысль создать измерительный прибор для своего телескопа. Он натянул две тонкие параллельные нити из паутины в фокальной плоскости таким образом, чтобы иметь возможность поворотом винта менять их взаимное расстояние. Этот нитяной микрометр усовершенствовался много лет для точного измерения малых углов. Он доказал свою пользу при измерении почти незаметных движений звезд.

Звезда Этамин (γ Dra) из созвездия Дракон, лежащая между Малой Медведицей и Лирой, довольно тусклая и ничем не выделяется. Но ее положение на небе таково, что если на нее смотришь с широты Лондона, то она ежедневно проходит близ зенита. Это делает ее очень удобным объектом для наблюдений с помощью зенитного телескопа, измеряющего угол между зенитом и звездой, когда она пересекает меридиан (линию север-юг). Еще известный английский физик Роберт Гук (1635–1703) пытался определить годичный параллакс этой звезды и о результатах своей работы написал в 1674 году в брошюре «Попытка доказательства движения Земли по наблюдениям». Название книжки свидетельствует, что Гук имел в виду решающий космологический тест — доказать, что Земля действительно движется, как это представлено в модели Коперника. Он верил в это, обнаружив изменения в положениях звезды Этамин, превышающие 24", но наблюдения были немногочисленны, и точность измерительных приборов невелика.

Спустя десятилетия увлеченный любитель астрономии Самюэль Молине приступил к наблюдениям Этамина с помощью своего зенитного телескопа, который был длиннее и лучше, чем телескоп Гука. Вместе с ним за движением звезды следил и его друг, королевский астроном Джеймс Брадлей (1693–1762). К их удивлению, положение звезды хотя и менялось относительно его среднего значения, но не так, как должно быть по причине параллакса. В течение трех месяцев она переместилась от своего среднего положения на 20" к югу. Затем в течение 6 месяцев звезда от южной точки сместилась на 40" к северу, а после этого вновь двинулась к югу, и все началось сначала. Смещение на ±20" было реальным, но оно не могло быть обусловлено годичным параллаксом, так как это движение на 3 месяца отстает от того, которое должен был вызвать параллакс. Обнаруженное смещение звезды всегда происходило в направлении орбитальной скорости Земли.

После трех лет наблюдений и долгих раздумий Брадлей понял причину необычных перемещений Этамина на небе. Говорят, что эта идея пришла к нему во время путешествия на корабле по реке Темза в сентябре 1728 года. Он заметил, что, когда корабль поворачивает, флюгер на верхушке мачты тоже поворачивается. Брадлей сделал вывод, что направление флюгера показывает не истинное направление ветра, а направление относительно движущегося корабля. Это и побудило его к размышлению о том, что случится с видимым направлением света, проходящим через пространство, если смотреть на него с движущегося места наблюдения, например с Земли. Полагая скорость света конечной, он пришел к следующим заключениям:

Видимое положение источника света, наблюдаемого движущимся глазом, в общем случае отличается от того, какое видит неподвижный глаз. Неизменным оно остается только при движении вдоль луча зрения, направленного на объект (вперед или назад). Но если есть составляющая движения, перпендикулярная лучу зрения, то объект виден в ином положении, слегка сдвинутом в направлении движения.

Причину этой аберрации света можно понять в любой дождливый день. Когда вы сидите в неподвижном автомобиле, капли дождя падают вертикально. Но если автомобиль движется, капли кажутся падающими под наклоном, с направления, немного сдвинутого вперед по ходу машины. Это происходит потому, что вы и в этом случае используете автомобиль как систему отсчета, а он уже движется. Если скорость наблюдателя значительно меньше скорости света, как в случае движения Земли по орбите вокруг Солнца, очень легко понять происхождение аберрации и вывести для нее математическую формулу (рис. 8.2).

Угловое смещение изображения зависит от отношения скорости наблюдателя к скорости света (V/c). Это смещение зависит также от угла между направлением на объект (скажем, звезду) и направлением движения. Если этот угол равен нулю, то смещения вообще не будет. И оно максимально, когда движение направлено перпендикулярно относительно направления на звезду (угол = 90°). Например, орбитальная скорость Земли составляет около 30 км/с.

Ее отношение к скорости света равно 1/10 000, что соответствует примерно 20" [= 360 x 60 x 60/(2π х 10 000)]. Так что неслучайно наблюдаемое отклонение у Дракона от ее среднего положения составляет 20": Молине и Брадлей просто наблюдали аберрацию света. Слово «аберрация» происходит от латинского глагола ab erro (сдвинуться, отклониться). По-видимому, впервые его употребил для обозначения крошечного сдвига звезд Евстахий Манфреди (Eustachio Manferdi) в том же 1629 году, когда Брадлей объявил о своем открытии. Этот итальянский астроном, разумеется, не знал истинной причины сдвига.

Рис. 8.2. Простая аналогия аберрации света. Бегущий под дождем человек наклоняет зонт в направлении движения, как будто дождевые капли падают вниз под углом.

Сегодня мы знаем, что Этамин находится довольно далеко и его годичный параллакс равен примерно 0,02", что гораздо меньше 20". С помощью телескопа Молине и его метода невозможно было заметить столь малый параллактический эффект на фоне значительно более сильной аберрации.

Открытие аберрации стало значительным событием с нескольких точек зрения. Прежде всего это было очень важно для астрономов, измеряющих положения звезд и пытающихся определить расстояние до них. Но это открытие одним выстрелом убило двух зайцев. Наличие аберрации доказало, что Земля действительно движется в пространстве относительно звезд, то есть обращается вокруг Солнца. Для этой цели аберрация оказалась даже лучшим тестом, чем значительно меньший годичный параллакс. Движение Земли стало наблюдаемым фактом. Кроме того, было подтверждено, что скорость света конечна, хотя и очень велика. До открытия Брад-лея вопрос о скорости света оставался спорным, несмотря на то что в 1676 году датский астроном Оле Рёмер (1644–1710), работающий тогда в Париже, опубликовал доклад, по сути содержавший первое измерение скорости света.

Он изучал движение ближайшего спутника Юпитера — Ио, надеясь использовать его как «часы» для определения географической долготы в открытом море (этот способ предложил Галилей). Но часы оказались не такими точными, как предполагалось. Иногда они «спешили», а иногда «отставали», в зависимости от того, был ли Юпитер по одну сторону от Солнца с Землей или же Земля и Юпитер оказывались по разные стороны от Солнца. Рёмер убедился, что эти 22-минутные вариации обусловлены не ошибками в конструкции космических часов, а конечным значением скорости света. Это как раз то время, за которое свет проходит расстояние, равное диаметру земной орбиты. В его докладе не было подробных вычислений скорости. Рёмер только рассказал, как он обнаружил видимые изменения в движении Ио и что это укрепило его уверенность в том, что причиной изменений служит конечность скорости света. Если проделать вычисления с современными единицами измерения, то получим скорость около 227 000 км/с, а ее точное значение равно

с = 299 792,458 км/с.

Различие обусловлено трудностью хронометража движения Ио. В любом случае скорость света огромна по сравнению с привычными движениями на Земле. Чтобы ее измерить, было необходимо перейти в «космическую лабораторию», где даже свету требуется заметное время для преодоления больших расстояний.

Этот вывод был встречен без особого энтузиазма, поскольку бытовало мнение, что лучи света распространяются мгновенно. К примеру, Кеплер и Декарт разделяли эту точку зрения, однако Галилей предложил эмпирический способ проверки этого предположения, используя двух человек с фонарями, обладающих острым зрением и быстрыми руками. Спустя десять лет Ньютон в своей книге «Начала» сообщил, что «по измерениям астрономов» скорость света конечна. В Париже тоже было не все однозначно, так как начальник Рёмера, Джованни Кассини, ранее предлагал похожее объяснение необычного поведения Ио, но вскоре отказался от него, видимо, как от слишком спекулятивного для столь изощренного наблюдателя планет. В общем, до конца жизни Рёмера Парижская Академия наук так и не смогла решить, с какой же скоростью движется свет — конечной или бесконечной (рис. 8.3).

Рис. 8.3. Часть сообщения Парижской Академии, содержащая доклад Рёмера об открытии конечной скорости распространения света.

Открытие Брадлеем аберрации света решило этот вопрос. Исходя из скорости Земли на орбите и наблюдаемого изменения видимого положения звезды Этамин, Брадлей смог вычислить скорость света — результат почти совпал с измерениями Рёмера. Эти два совершенно разных наблюдения убедили научное сообщество в конечности скорости света. Если бы скорость света была бесконечной, аберрация была бы нулевой.

Ньютон скептически смотрел на возможность создания линзовых объективов, лишенных цветовых погрешностей. Но в XVIII веке оптики смогли их изготовить. Одним из них был Джон Доллонд из Лондона, получивший около 1757 года первый патент на изобретение ахроматического объектива. Сначала он состоял из двух линз, но позже сын Джона, Питер, сделал трехлинзовый объектив. Внешние линзы были выпуклые, из обычного стекла типа крон, а между ними была вставлена двояковогнутая линза, изготовленная из сильно преломляющего стекла типа флинт. При такой конструкции лучи света разных цветов фокусируются почти в одной точке фокальной плоскости.

Вначале ахроматические объективы были малы, меньше ю см в диаметре. И только в 1799 году франко-швейцарский ремесленник и любитель оптики Пьер Луи Гуинанд научился делать большие диски из флинта хорошего качества, а затем изготовил из них и ахроматические объективы; самый большой из них был диаметром 35 см. Вначале Гуинанд держал свой метод в секрете. Но в 1805 году он переехал в Мюнхен, где начал сотрудничать с Йозефом Фраунгофером. Так искусство изготовления линз Гуинанда объединилось с искусством механика Фраунгофера, что заметно сказалось на развитии науки.

Йозеф фон Фраунгофер (1787–1826) осиротел в и лет и был вынужден пойти работать. Его взял к себе подмастерьем мастер по изготовлению зеркал, который, к сожалению, умер через три года в результате несчастного случая в мастерской. Пострадал при этом и Фраунгофер, но это не сказалось на его карьере. Он смог поступить на работу к Йозефу фон Утцшнайдеру (1763–1840), владевшему фирмой по изготовлению оптических приборов. Необразованный, но талантливый юноша быстро продвинулся, стал помощником Утцшнайдера и принялся изучать свет и оптику. Их фирма, состоявшая из более чем полусотни человек, вышла в мировые лидеры по изготовлению точных приборов для геодезии, навигации и астрономии.

Наряду с оптикой развивались и прочие части телескопа. Мы уже рассказывали о нитяном микрометре (спасибо пауку!), необходимом для точных позиционных измерений. Другим полезным для астрономии прибором стали часы. Как было сказано в главе 7, Гюйгенс создал первые маятниковые часы. Они преобразили и наш быт, и науку и тут же нашли применение в астрономии.

Звездное небо вращается с постоянной скоростью, поэтому, чтобы узнать, где искать звезду, нужно знать время. Или наоборот, если наблюдать звезду, когда она пересекает на юге меридиан, то момент пересечения дает координату долготы этой звезды на небе («прямое восхождение»). Если быть точным, то речь идет о сидерическом времени, которое отличается от нашего обычного солнечного времени, потому что звездное небо вращается немного быстрее Солнца. Причина в том, что в дополнение к суточному вращению Земли она еще обращается и вокруг Солнца. Это приводит к тому, что звездное небо совершает один «лишний» поворот за год, и поэтому сидерическое (звездное) время течет быстрее солнечного на 4 минуты в сутки (24 4/365 сут = 4 мин). Используя направленный к югу меридианный инструмент и точные часы, астрономы измерили точные значения координат для тысяч звезд, создав базу для первых успешных определений звездных параллаксов.

Измерения аберрации показали, что годичный параллакс звезд значительно меньше аберрации и что звезды расположены гораздо дальше, чем казалось. Это вынудило астрономов развивать новые, более точные методы наблюдения и стараться угадать перспективные, наиболее близкие звезды, параллаксы которых были бы достаточно велики и доступны для измерения.

Вильям Гершель (подробно мы расскажем о нем в другом месте) стал первым, кто попытался применить метод относительных параллаксов Галилея при наблюдении реальных звезд. Он составил список сотен звездных пар на небе и выбрал для измерения те пары, в которых одна из звезд была заметно менее яркой. Если считать, что эта тусклая звезда расположена гораздо дальше яркой, ее можно использовать как звезду сравнения, относительно которой измеряется параллактический сдвиг более яркой и близкой звезды. Заметим, что у обеих звезд в паре аберрация практически одинаковая, поэтому ее можно не учитывать.

Когда Гершель попытался использовать метод Галилея для определения параллакса при помощи своего телескопа, он неожиданно обнаружил на небе большое количество звездных пар. Сначала он думал, что пары состоят из звезд, расположенных на разных расстояниях от нас, и что они случайно оказались видны рядом при наблюдении с Земли. Но их огромное количество заставило его предположить, что некоторые пары могут быть действительно близкими в пространстве звездами, физически двойными. Позднее он убедился в этом, наблюдая звезду Кастор в созвездии Близнецов. Кастор состоит из двух компонентов, и Гершель установил, что они обращаются друг вокруг друга. Предполагая измерить параллаксы, Гершель открыл двойные звезды! Это открытие по важности не уступает открытию Галилеем спутников Юпитера: гравитация оказалась универсальным явлением, как и предполагал Ньютон.

За свою короткую жизнь Йозеф Фраунгофер сделал очень многое для улучшения телескопов. Он создал штатив, на котором телескоп мог вращаться в экваториальной плоскости вокруг оси, направленной к северному полюсу. Штатив был снабжен часовым механизмом, обеспечивающим необходимую скорость вращения, так что интересующие ученого звезды постоянно оставались в поле зрения, и астроном мог точно определять их положение. Фраунгофер изготовил также специальный тип рефрактора, так называемый гелиометр, очень удобный для точного измерения углового расстояния между двумя звездами.

Мастерство Фраунгофера в изготовлении приборов позволило Фридриху Бесселю (1784–1846) впервые надежно измерить параллакс звезды. Директор Кёнигсбергской обсерватории Бессель был человеком, выбившимся из низов; его юношеской мечтой было отправиться в торговую экспедицию в Китай и Ост-Индию. Готовясь к этой поездке, он решил ознакомиться со способами наблюдения на море. Постепенно от навигации он перешел к астрономии, а от астрономии — к математике.

Фраунгофер построил первый гелиометр для обсерватории Бесселя. Но сборка была завершена только после смерти мастера-оптика в 1829 году. Бессель знал о высоком качестве инструмента, но только в 1837 году начал серьезно заниматься проблемой параллакса. В отличие от Гершеля, он решил не использовать яркость звезды как критерий ее расстояния. Он полагал, что те звезды, которые быстро перемещаются по небу относительно других звезд, должны быть более близкими. За век до этого британский астроном Эдмунд Галлей (1656–1742) показал, что звезды не закреплены на небесной сфере, а медленно передвигаются. Например, со времен Птолемея Сириус сместился на полградуса (диаметр Луны). Эти собственные движения отражают и перемещение нашего Солнца в пространстве, и истинное движение самой звезды. В любом случае, ожидается, что далекая звезда имеет небольшое собственное движение, в то время как близкая звезда кажется быстрее движущейся (например, когда вы мчитесь в поезде, вам кажется, что близкие предметы за окном перемещаются быстро, а далекий ландшафт еле ползет). В соответствии с этим критерием Бессель выбрал довольно неприметную звезду 61 Лебедя, на «заднем крае крыла» созвездия Лебедь. Эта звезда — настоящий спринтер среди звезд: она смещается более чем на три диаметра полной Луны за тысячу лет. А рекордсменом, как выяснилось позже, является звезда Барнарда в Змееносце, смещающаяся на один диаметр Луны за 180 лет. И действительно, она на втором месте среди ближайших к нам звезд.

В течение года Бессель измерял угловое расстояние звезды 61 Лебедя от трех других тусклых звезд сравнения. Тщательный анализ этих измерений показал ему, что звезда имеет параллакс 0,3136 ± 0,0202 секунды дуги. Как известно, параллакс в одну секунду дуги соответствует расстоянию в 206 265 радиусов земной орбиты (врезка 8.1). По результатам Бесселя звезда 61 Лебедя оказалась расположена на расстоянии примерно в 650 000 раз дальше, чем Земля от Солнца. Отметим, что возможная неточность результата Бесселя («плюс/минус») была вычислена уже в наши дни способом, который предложил математик Карл Фридрих Гаусс, показавший, как из наблюдений можно не только найти среднее значение измеряемой величины, но и оценить вероятную ошибку. Современные измерения дают для параллакса звезды 61 Лебедя значение 0,299 ± 0,0045 секунды дуги, так что результат Бесселя был весьма близок к истинному.

Первое измерение расстояния до звезды стало прорывом в астрономии и привлекло большое внимание. Крошечный эффект, о котором писали Птолемей и Галилей, наконец был обнаружен, и определение космических расстояний перешло из Солнечной системы в царство звезд (рис. 8.4).

Всего через два месяца после Бесселя о своих результатах сообщил шотландский астроном Томас Хендерсон (1798–1844). Он информировал астрономическое сообщество, что измерил параллакс яркой южной звезды альфа Кентавра (α Cen). Результат был получен на основе наблюдений, проведенных в течение нескольких лет в обсерватории на мысе Доброй Надежды в Южной Африке, и оказался равен 0,98 ± 0,09 секунды дуги. В действительности α Cen состоит из трех звезд, обращающихся друг вокруг друга. Самая близкая из них — Проксима Кентавра. Расстояние до нее 1,3 парсека.

Рис. 8.4. Гелиометр Фраунгофера Королевской обсерватории Кёнигсберга, который был использован для измерения параллаксов (расстояния) звезд. В 1838 году Бессель определил, что расстояние до звезды 61 Лебедя примерно в 650 000 раз превышает расстояние до Солнца.

Собственно говоря, вопрос о звездных расстояниях уже давно «висел в воздухе». Директор Дерптской (ныне г. Тарту) обсерватории Фридрих (Василий Яковлевич) Струве (1793–1864) заказал фирме Утцшнайдера и Фраунгофера высококачественный телескоп с объективом диаметром 24 см. Когда в 1824 году этот телескоп начал работать, он стал крупнейшим рефрактором в мире. Среди наблюдавшихся Струве звезд была и ярчайшая звезда северного неба Вега. Наблюдения 1835–1836 годов показали, что ее параллакс составляет 0,10" — 0,18", о чем Струве и доложил в Санкт-Петербургской Академии наук в 1837 году. Его сообщение было зачитано на собра-нии Академии, но затем затерялось в архиве. Современное значение параллакса Веги составляет 0,12" (расстояние = 8 пк), так что Струве был на верном пути. Но он не был удовлетворен результатом и продолжал наблюдения. Когда в 1840 году он опубликовал новые результаты, то определенный им параллакс равнялся 0,26 ± 0,03 секундам дуги. По какой-то причине он получил удвоенное значение параллакса, и расстояние оказалось на 50 % короче.

После этих пионерских работ трех астрономов измерение параллаксов стало признанным способом определения расстояний до звезд и вскоре превратилось в важнейшее направление в астрономии. Большие расстояния доказывали, что раз столь далекие звезды видны на нашем небе, то они должны излучать столько же света, а может, и больше, чем наше Солнце. Если выразить расстояния до звезд в километрах, то получится огромное и трудное в использовании число, поскольку 1 пк составляет примерно 3 х 10¹³ км. Даже ближайшая звезда расположена на расстоянии 3,9 х 10¹³ км, невообразимое расстояние! Если размер звезды уменьшить до размера яблока, то в пространстве звезды были бы разделены расстояниями около 20 000 км. Как видим, звезды в космосе разбросаны очень негусто, поэтому столкновения между ними крайне редки.

Единица длины парсек сравнима с огромными расстояниями между звездами и прямо связана с методом измерения таких расстояний. Поэтому астрономы обычно указывают космические расстояния в парсеках. В этой книге мы используем также и световой год (вспомним, что 1 пк = 3,3 св. года).

Вначале число звезд с измеренными параллаксами росло очень медленно. К концу 1870 года было известно всего 20 параллаксов, поскольку визуальные наблюдения в телескоп были очень утомительными. Но с развитием астрономической фотографии, в 1880 году, астрономы начали определять параллаксы звезд по фотопластинкам, и это ускорило процесс. К настоящему времени с помощью наземных телескопов измерено более 7000 параллаксов.

Все известные звезды расположены на расстояниях, превышающих 1 пк, поэтому параллактический сдвиг на небе всегда меньше одной секунды дуги. Такой маленький сдвиг очень трудно обнаружить даже с помощью широко расставленных астрономических «глаз» (диаметр орбиты Земли). Неспокойный воздух размывает изображение звезды в расплывчатое пятнышко, которое ограничивает возможности наземного определения параллакса расстоянием в 50 пк.

Все знакомы с восхитительным зимним созвездием Орион и близкой ярчайшей звездой небосвода Сириусом. По другую сторону от Ориона, в созвездии Телец, сияет Альдебаран. Всего лишь два века назад расстояния до этих звезд были неизвестны. Наблюдатель этой области неба воспринимал ее как двумерную. Но сейчас, любуясь этой областью, мы уже знаем, на каком расстоянии находятся эти звезды. На рис. 8.5 показана эта область неба и указаны расстояния до некоторых звезд. Ближайшей из них является Сириус на расстоянии 2,7 пк, Процион на расстоянии 2,7 пк и Альдебаран на расстоянии 20 пк (или 65 световых лет). Остальные яркие звезды расположены на расстояниях более 100 пк; обычно на таких больших расстояниях параллакс с поверхности Земли точно не измеряется, поэтому их определяют другими методами.

Рис. 8.5. Сириус, звезды Ориона и Альдебаран (в Тельце) представляют очень красивое зрелище в зимний вечер. Звезды расположены на разных расстояниях в пространстве. На рисунке расстояния указаны в парсеках (1 пк = 3,26 светового года).

Сегодня измерение параллаксов стало основной ступенью в лестнице космических расстояний. Звезды, находящиеся на расстоянии больше 50 пк, можно наблюдать с помощью приборов, вынесенных за атмосферу, где изображения звезд не размыты. Европейский спутник «Гиппаркос» (Hipparcos) в 1990-х годах измерил параллаксы звезд, расположенных в несколько раз дальше. Было получено 100 000 измерений, но они покрыли лишь малую часть объема нашей Галактики. В 2010-х годах космическая обсерватория «Гайя» (Gaia) будет измерять расстояния до 20 000 пк и почти перекроет всю Галактику!

Это может показаться странным, но Ньютон догадывался, насколько далеки звезды. Как же это было возможно до эры параллаксов? В 1668 году шотландский математик Джемс Грегори (16381675) предложил новый метод измерения звездных расстояний: стандартную свечу. Если бы все звезды светили так же, как наше Солнце, то, сравнивая видимые яркости звезды и Солнца, можно было бы в единицах расстояния Солнце-Земля определить расстояние до звезды. Мерилом расстояния до звезды служил бы ее блеск.

Конечно, очень трудно сравнивать ослепляющий свет Солнца со светом тусклой звезды. Поэтому Грегори предлагал в качестве промежуточного объекта использовать планету: яркость планеты, сравниваемая с яркостью звезды, зависит от отраженного света Солнца. Таким способом Ньютон смог вычислить расстояние до Сириуса с помощью Сатурна. Оказалось, что Сириус в миллион раз дальше Солнца. Это всего в два раза превосходит истинное расстояние, но в целом подтверждает идею об огромных расстояниях до звезд.

Метод стандартной свечи основан на важном законе, установленном Кеплером: поток света от звезды уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния до нее (врезка 8.2). Этим фотометрическим методом измерения больших космических расстояний пользуются в тех случаях, когда метод параллаксов уже не работает. Вместо Солнца в качестве стандартной свечи применяют звезды и даже галактики различных типов.

В действительности звезды не одинаковы. По светимости, то есть по излучаемой световой энергии, они могут сильно отличаться от Солнца. Некоторые звезды-гиганты излучают как миллион Солнц, а некоторые карлики — в десятки тысяч раз меньше. Близкий к нам пример — Сириус, который на самом деле является двойной звез-дой. Сириус А имеет светимость, равную 23 светимостям Солнца, а его тусклый сосед Сириус В излучает только ¹/₅₀₀ часть излучения Солнца. Если сравнивать каждую звезду с Солнцем, считая, что она похожа на Солнце, то можно сильно ошибиться с расстоянием до нее. Естественно, астрономы стремятся разделить все небесные объекты на узкие классы по светимости. Отношение светимостей Солнца и Сириуса всего примерно в 20 раз объясняет, почему первые оценки Ньютона дали разумное значение расстояния.

Предположим, что звезда имеет светимость L — количество световой энергии, излучаемой во всех направлениях за одну секунду. На расстоянии R от звезды ее световая энергия будет равномерно распределена по поверхности сферы радиусом R. Так как площадь поверхности равна 4πR², то поток света f, падающий на единицу площади, будет

f = L/4πR²

то есть обратно пропорционален квадрату расстояния R. Если измерить поток f и знать светимость L, то эта формула даст расстояние R. И обратно: зная расстояние R, можно вычислить светимость L. Эта формула в астрономии очень важна.

Мы уже видели, что расстояние Солнце-Земля служит естественной единицей для измерения расстояний до звезд при использовании метода параллаксов (и даже при использовании Солнца как стандартной свечи). Но каково значение этой единицы, выраженное в обычных мерах длины? Иначе говоря, насколько велика наша Солнечная система? В следующей главе мы увидим, как нелегко было измерить расстояние до Солнца, даже при том, что это ближайшая звезда и такая яркая.