Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Пекка Теерикор

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.