Страница 20 из 66
Схема затмения спутников Юпитера (рисунок Рёмера). Исследуя затмения спутников Юпитера, Рёмер вычислил примерную скорость света.
В результате «звездного зондирования» Гершелю удалось впервые установить, что «…звездная система, в которой мы живем, …состоящая из многих миллионов звезд, является, по всей вероятности, обособленной туманностью». «То, что Млечный Путь является очень вытянутым слоем звезд различных размеров, — в этом не остается ни малейшего сомнения; точно так же ясно, что и наше Солнце — одно из входящих в него небесных тел».
Гершель первым ввел понятия островных вселенных, сравнимых по размеру с нашей Галактикой. Это был первый человек, шагнувший за пределы известного мира и, в принципе, правильно нарисовавший его структуру. «Caelorum perrupit claustra» («он проник сквозь преграды небес»), — гласит надпись на надгробном камне отца современной астрономии.
Гершель умер в 1822 году, а в 1835 году впервые было измерено расстояние до звезд. Сейчас нам остается лишь гадать, на чем было основано пророческое утверждение Гершеля: «…Я наблюдал звезды, свет от которых, как можно доказать, идет два миллиона лет, прежде чем он достигнет Земли». Это таинственное замечание величайшего астронома, по всей видимости, навсегда останется тайной истории науки.
Метод, который был использован для определения расстояния до звезд через 13 лет после смерти Гершеля, нам уже знаком. Это все тот же метод параллакса, но уже так называемого годичного параллакса, когда в качестве базы используется весь диаметр земной орбиты. Из рисунка становится ясным, что если проводить измерение положения звезды на небе с интервалом в шесть месяцев, то расстояние до звезды можно легко определить, используя данные наблюдений за ее положением на небе и значение диаметра земной орбиты.
Оле Кристенсен Рёмер (1644–1710).
Поскольку ошибки в определении параллакса были заметными, наблюдения за Вегой, альфа Центавра и другими звездами велись в течение нескольких лет различными обсерваториями мира. Для звезды альфа Центавра измеренный параллакс оказался близок к 1″. Легко показать, что в этом случае расстояние до звезды оказывается равным 4 × 1013 километров, или около 4 световых лет.
Познакомившись с понятием параллакса, нам теперь легко определить и термин «парсек». Это расстояние, с которого земная орбита видна под углом в одну секунду. Соответственно и звезда, параллакс которой составляет одну секунду, находится от Земли на расстоянии одного парсека. Использование годичного параллакса позволяет определять расстояния, не превышающие 30 парсек, так как угловые смещения звезд столь малы на этих расстояниях, что точность измерений становится явно недостаточной.
К началу XX века астрономы полностью отдавали себе отчет в том, что размеры нашей Галактики составляют тысячи парсек (пс), а расстояние до ближайших туманностей и того больше. Однако для надежного измерения таких расстояний нужен был новый метод. Этот метод был использован в 20-х годах нашего века Хабблом для определения расстояний до нескольких ближайших галактик, но, прежде чем рассказать об этом, необходимо познакомиться как с развитием телескопических методов, так и с некоторыми свойствами звезд, в особенности с теми, которые придают живописность и непередаваемое разнообразие ночному небу.
Еще со времен Гиппарха и Птолемея было принято различать звезды по степени их блеска. Птолемей установил для различий блеска шесть классов звезд, которые он называл «величинами». Звезда первой величины — самая яркая. Шестой величины — самая слабая. Слово «величина» относится лишь к степени блеска звезды и ничего общего не имеет с ее размерами. К 1843 году на небе насчитывалось 14 звезд первой величины, 51 — второй, 153 — третьей, 325 — четвертой, 810 — пятой и 1871 звезда шестой величины.
Человеческий глаз — очень тонкий оптический инструмент и способен чувствовать бóльшие различия в блеске, чем одна звездная величина. Так, сын В. Гершеля, известный астроном Д. Гершель, продолжавший работу отца, расположил звезды южного неба по степени блеска, используя звездные величины с двумя десятичными знаками!
Метод годичного параллакса.
Но такая точность требовала введения какой-то количественной основы. В 1869 году был сформулирован «психофизический» закон, согласно которому физическое восприятие света уменьшается (или увеличивается) как логарифм интенсивности воздействия. Как можно проиллюстрировать этот факт?
Человеческий глаз устроен так, что если мы будем в комнате последовательно зажигать 1, 2, 3, 4 и т. д. лампочек, то нам будет казаться, что степень увеличения освещенности комнаты при каждом включении следующей лампочки уменьшается. Поэтому можно принять, что звездные величины дают не различие в количестве света, а отношение интенсивностей.
Разброс в значениях отношений блеска для ярких звезд велик, а для слабых практически постоянен. Для слабых звезд уменьшение блеска на одну звездную величину соответствует изменению светового потока в 2,5 раза. Разница в видимых звездных величинах на 5 единиц соответствует изменению светового потока в 100 раз. В Оксфорде в 1850 году решили ввести эти отношения как определение звездных величин:
m1 – m2 = –2,5lg(E1/E2),
где m1 и m2 — звездные величины, а E1, E2 — потоки света от звезды.
Поскольку в нашей формуле для звездных величин в правой части стоит знак минус, то чем ярче звезда, тем меньше ее видимая звездная величина. Так, например, Солнце имеет видимую звездную величину – 26,7, Луна в полнолунии – 12,5, Венера – 5, Сириус – 1,6, Вега – 0, а самая слабая звездочка из сравнительно близких к нам звезда Вольф-359 имеет видимую звездную величину +13,5.
Нужно учесть, что видимая звездная величина ровным счетом ничего не говорит ни о количестве энергии, которую излучает звезда, ни о яркости ее поверхности. Это и понятно, так как видимая звездная величина совершенно не учитывает фактор расстояния. А ведь более близкая к нам небольшая и относительно холодная звезда может выглядеть на небе много ярче, чем отдаленный голубой гигант с огромной светимостью. Поэтому-то и очевидна необходимость введения абсолютной звездной величины и соответственно некоторого астрономического стандартного расстояния. В качестве такого расстояния приняли 10 парсек.
Теперь легко понять, что такое абсолютная звездная величина любой звезды. Это ее видимая звездная величина, если мы поместим светило на расстоянии 10 парсек от Земли. Проделаем мысленно такую операцию с нашим Солнцем. Его абсолютная звездная величина окажется тогда равной 4,8. Солнце будет выглядеть на таком расстоянии очень тусклой звездочкой, в сто с лишним раз менее яркой, чем Сириус.
Для чего нам понадобился разговор о яркости звезд? Дело в том, что если две звезды находятся от нас на различном расстоянии, то, зная расстояние до ближайшей звезды, можно без труда определить и расстояние до более далекой. Здесь важно только одно условие. Эти звезды должны быть одинаковы.
Действительно, представьте себе два одинаковых источника света. Расстояние между вами и первым источником 1 метр. Расстояние до второго неизвестно, но его ничего не стоит узнать, измерив силу света или освещенность от этих источников. Поскольку яркость источников обратно пропорциональна квадрату расстояния, то, зная интенсивность I1 и I2 обоих источников и расстояние до первого источника, без труда находим:
I1/I2 = l2
Этот метод дает возможность измерять расстояния более значительные, чем методы тригонометрических параллаксов. Мы не будем сейчас вдаваться в подробности, как узнать, что две звезды одинаковы. О классификации звезд и их свойствах необходим отдельный разговор. Примем пока на веру утверждение, что во Вселенной действительно есть яркие звезды одного и того же класса, как говорят астрономы. Для проблемы определения расстояний самыми интересными оказался класс переменных звезд, известных под названием цефеид.