Продолжение. Начало здесь.
В прошлый раз мы с вами выяснили, что измерять расстояния до звёзд астрономам помогают особые очень маленькие углы – параллаксы. С помощью параллаксов расстояние до звезды можно определить достаточно точно, если она расположена относительно недалеко от нас. Однако с увеличением расстояния параллаксы становятся настолько микроскопическими, что измерить их не позволяет даже самый мощный телескоп. Как же тогда измеряют расстояние до очень далёких звёзд и галактик?
Гиппарх и величины
Давным-давно, ещё во II веке до нашей эры, в Древней Греции жил замечательный астроном по имени Гиппарх. За свою долгую жизнь он совершил множество открытий и написал много книг – например, именно в книгах Гиппарха были впервые точно описаны привычные нам созвездия: Большая Медведица, Водолей, Орион, Дева и другие. Более того, Гиппарх составил первый в мире звёздный каталог, в котором описал точное местоположение для более чем 1000 звёзд! Только представьте себе эту колоссальную работу – без телескопа или бинокля, только с помощью примитивных приборов (таких, как астрономический посох и циркуль) точно измерить положение для такого числа звёзд!
Глядя на небо, легко заметить, что некоторые звёзды очень яркие, другие – менее яркие, третьи – совсем тусклые; более того, у ярких звёзд можно увидеть и цветовой оттенок: какие-то из них красноватые, какие-то жёлтые, какие-то белые, а некоторые – красивого бело-голубого цвета. Гиппарх первым из астрономов придумал записывать для каждой звезды не только её положение в небе, но и цвет, и яркость (блеск). Самые яркие звёзды он назвал «звёздами первой величины», менее яркие – «звёздами второй величины», ну а самые тусклые, еле-еле видимые – «звёздами шестой величины».
Почему одни звёзды ярче других? Этого Гиппарх не знал. Древние греки верили, что все звёзды закреплены, как сверкающие гвоздики, на поверхности огромной, прозрачной и твёрдой «небесной сферы» – то есть на одинаковом расстоянии от Земли. А уж какая звезда более яркая, какая менее яркая – уж такой в небе порядок, так заведено богами испокон веков. Других ответов у древних учёных быть не могло. Тем не менее, придуманная Гиппархом система «звёздных величин» прижилась и благополучно существует до сих пор!
Игра в фонарики
К концу XVII века большинство астрономов пришли к выводу, что никакой твёрдой небесной сферы не существует – звёзды просто «раскиданы» в пространстве вокруг нас на невообразимо гигантских расстояниях (так оно и есть на самом деле). Вот тогда-то учёные впервые высказали замечательную догадку: «звёздная величина» Гиппарха, то есть видимая яркость звёзд, зависит от того, насколько близко или далеко звёзды расположены относительно нашей планеты!
Судите сами – яркость любого источника света с расстоянием убывает, это знает каждый ребёнок. Если посветить карманным фонариком в лицо с близкого расстояния, он очень яркий – даже слепит глаза! Но если отойти на расстояние метров в 20, видимая яркость фонарика уменьшится во много раз, верно? То же самое, предположили астрономы, происходит и со звёздами. Самые яркие звёзды – это те «фонарики», которые расположены ближе всего к Земле, менее яркие находятся дальше, а совсем тусклые – и вовсе на максимальном расстоянии.
Сравним маленький фонарик и большой прожектор. Светимость (абсолютная величина) прожектора намного больше светимости фонарика.
Если стоять на одинаковом расстоянии, то блеск (видимая величина) прожектора тоже намного больше светимости фонарика:
Но если отнести прожектор на большое расстояние, то видимый блеск у фонарика и прожектора будет одинаковый:
Если поставить на одинаковом расстоянии два фонарика, то видимый блеск у них будет одинаковый:
Но если отнести второй фонарик на большое расстояние, то его видимый блеск станет существенно меньше:
Проводя эксперименты с различными источниками света, учёные установили, что яркость убывает с расстоянием по так называемому «закону квадратов». Пусть у нас есть два одинаковых фонарика – и мы попросили двух мальчиков поздно вечером взять по включённому фонарику и отойти от нас на разное расстояние. Скажем, если первый мальчик стоит от нас на расстоянии 2 метра, а второй – на расстоянии 4 метра (то есть в 2 раза дальше), тогда фонарик первого мальчика будет светить нам ярче в 4 раза (2 раза умножаем на 2, то есть возводим в квадрат)
В точности так же астрономы предложили оценивать расстояния до звёзд: если какая-то звезда светит в небе в 4 раза ярче, чем другая, значит, она расположена к нам в 2 раза ближе! Просто и здорово, правда?
А вдруг они разные?
Однако был у предложенного способа и капитальный недостаток – он основывался на предположении, что все звёзды светят одинаково ярко, как два одинаковых фонарика из магазина. Далеко не все астрономы были согласны с такой теорией – и, как выяснилось в дальнейшем, они были совершенно правы в своих сомнениях. Существовало и другое, не менее важное, соображение. В том же каталоге Гиппарха самых ярких звёзд – то есть «первой величины» – двадцать штук. Второй величины – пятьдесят. Третьей – двести, а четвёртой – больше пятисот! Получалось так, что вокруг нашей Земли звёзды «разбросаны» в пространстве совсем не равномерно – близких звёзд очень мало, зато далёких – очень много. Почему? В общем, вопрос с определением расстояний до звёзд по их яркости надолго «повис в воздухе».
Они не просто разные!
В 1837 году, как мы уже рассказывали в прошлом номере, российский астроном В.Я. Струве, наконец, сумел определить расстояние до Веги по её параллаксу. В очень скором времени и другие астрономы мира стали измерять параллаксы до разных звёзд (прежде всего, само собой, самых ярких), определять расстояния и обдумывать полученные результаты. А задуматься было над чем!
Поздно вечером в августе ярко над головой в небе сияет так называемый «летний треугольник». Три звезды, образующие эту геометрическую фигуру, называются Вега (альфа Лиры), Денеб (альфа Лебедя) и Альтаир (альфа Орла). Это «созвездие» найти даже проще, чем знаменитую Большую Медведицу. Все три звезды треугольника очень яркие, «первой величины» (условно). Однако измерение параллаксов для этих звёзд дало совершенно разные результаты!
Расстояние до Веги оказалось равным 25 световым годам. Альтаир оказался существенно ближе – до него «всего» 16 световых лет. А вот расстояние до звезды Денеб определить не получалось вообще – её параллакс был настолько мал, что измерить его в телескопы того времени было невозможно! По современным данным, звезда Денеб расположена от нас на расстоянии в 1412 световых лет, то есть приблизительно в 57 раз дальше Веги и в 88 раз дальше Альтаира!
Что это означает? А вы вспомните наш опыт с мальчиками и фонариками, «закон квадратов»! Если бы звёзды Альтаир, Вега и Денеб были одинаковыми, тогда Вега должна сиять слабее, чем Альтаир, в два с половиной раза. А Денеб – внимание! – должен светить в 7800 раз слабее, чем Альтаир! Но на самом-то деле с Земли мы видим три почти одинаково яркие звезды... Это могло означать только одно – звёзды не просто разные! Их размеры и яркость могут отличаться в тысячи и даже десятки тысяч раз! Стало ясно, что определить расстояние до звёзд по одной их яркости невозможно.
Видимое и абсолютное
К середине XIX века астрономы решили навести порядок в древней гиппарховой системе звёздных величин. Английский астроном Норберт Погсон предложил считать, что каждый следующий класс яркости должен отличаться от предыдущего приблизительно в 2,5 раза. Тогда звёзды первой величины будут в 100 раз ярче звёзд шестой величины. Более точные измерения яркости звёзд показали, что существуют и звёзды нулевой величины (Вега), и даже отрицательной (по современным данным, яркость звезды Сириус = -1,45). Видимую звёздную величину астрономы договорились обозначать маленькой буквой «m».
Кроме того, учёные ввели ещё одну звёздную величину – абсолютную. Абсолютная звёздная величина – это видимый блеск звезды, если бы та находилась от нас на стандартном расстоянии в 10 парсеков (32 световых года, или 308 квадриллионов километров). Эту величину астрономы решили обозначать большой буквой «M».
Возьмём уже знакомые нам три звезды из летнего треугольника:
Вега – видимая величина m = 0, абсолютная величина M = 0,57.
Значит, если мы «передвинем» Вегу в пространстве на стандартное расстояние в 10 парсеков, её видимая с Земли яркость практически не поменяется.
Альтаир – видимая величина m = 0,75, абсолютная величина M = 2,2.
А вот Альтаир почти в 5 раз слабее Веги по яркости – если мы сдвинем его на расстояние в 10 парсеков от Земли, он станет светить намного более тускло.
Денеб – видимая величина m = 1,25, абсолютная величина M = -6,93.
Вот это да!!! МИНУС 6,93 – если бы звезду Денеб перенесли на расстояние в 10 парсеков от нас, она сияла бы в 150 раз ярче Сириуса, самой яркой звезды в нашем небе! Сравниться с этой ослепительно яркой звездой могли бы только Солнце и полная Луна! Денеб – это яркий гипергигант, звезда просто невероятных размеров и яркости! Она ярче нашего с вами Солнца в 200 000 раз. Она больше нашего Солнца в 200 раз по диаметру. Если уменьшить Солнце до размеров большого апельсина (Земля в этом масштабе будет величиной с булавочную головку), то Денеб окажется пылающим ослепительно-белым шаром высотой с 10-этажный дом!
Только подумайте – насколько же разные звёзды существуют в нашей Вселенной! Три звезды летнего треугольника, с Земли почти одинаковые, на самом деле оказались совершенно различными!
Волшебная формула
Тогда же, в середине XIX века, учёные поняли, что если для какой-то звезды нам удалось определить видимую звёздную величину m и абсолютную звёздную величину M, тогда можно очень просто и быстро вычислить расстояние до этой звезды – причём неважно, на каком расстоянии она от нас находится. Если обозначить расстояние до звезды в парсеках буквой R, то формула будет такая:
lg R = 1 + (m – M)/5
Учёные торжествовали – наконец-то у них в руках формула, которая позволяет определить расстояние до любой звезды в нашей Вселенной! Однако радость их была недолгой. Определить видимую звёздную величину m с Земли просто и легко – достаточно посмотреть на звезду. А вот как определить абсолютную величину M, не имея никаких других данных? В общем, ситуация получалась скверная – формулу нашли, а толку от этой формулы не было никакого...
Помощь из созвездия Цефея
В 1784 году английский астроном-любитель Джон Гудрайк наблюдал в телескоп ничем не примечательную тусклую звёздочку в созвездии Цефея (у неё даже нет собственного названия, как у Веги или Денеба!). И, сам того не ожидая, сделал замечательное открытие – оказалось, что яркость этой звезды непостоянна. Звезда то разгоралась ярче, то становилась тусклее – и так повторялось каждые 5 дней, снова и снова. В дальнейшем астрономы открыли довольно много подобных звёзд и стали называть их «переменными типа дельты Цефея», или же просто «цефеидами».
А в 1908 году американская женщина-астроном Генриетта Левитт сделала второе, не менее удивительное, открытие – время, за которое любая звезда-цефеида изменяет свою яркость (как говорят астрономы – «период»), оказалось напрямую зависящим от её абсолютной звёздной величины М! Чем длиннее был период, тем выше была абсолютная величина, и наоборот – чем период был короче, тем абсолютная величина была меньше. Наконец астрономы всего мира могли праздновать заслуженную победу – формула определения расстояний до звёзд, что называется, «ура, заработала!».
Итак, как найти расстояние до звёздного скопления или даже до далёкой галактики, скажем, до Большого Магелланова Облака? Или до Туманности Андромеды? Нужно найти в скоплении или галактике хотя бы одну цефеиду, звезду, периодически изменяющую свой блеск – а дальше она сработает как маленький, но надёжный «маячок». Определяем период изменения блеска – раз. Получаем абсолютную звёздную величину – два. А дальше берём уже знакомую нам формулу и буквально «в два действия» определяем нужное расстояние! Таким образом были найдены расстояния до тысяч ближайших к нам галактик.
И снова препятствия...
Но вскоре перед астрономами встала новая задача – галактик во Вселенной миллиарды, и многие из них находятся от нас настолько далеко, что никакие телескопы не позволяют разглядеть в них отдельные звёздочки и искать изменяющие свой блеск цефеиды. Метод определения расстояний по блеску звёзд, как выяснилось, тоже имеет свои пределы. Чтобы добраться до самого края наблюдаемой Вселенной, нужно было изобретать новый метод измерения расстояний – и астрономы такой метод в конце концов нашли! Но об этом мы поговорим в следующей части...
Далее:
Что такое астрофизика? (Как измеряют расстояния до звёзд – III)
Ранее:
Как измеряют расстояния до звёзд? Эффект параллакса
Скоро закрывается годовая подписка! Успейте выписать "Лучик" детям на сайте Почты России. Полистать журнал онлайн можно здесь.