Если звезда находится относительно недалеко от Земли (по астрономическим меркам «недалеко» – это в пределах 100 парсеков), расстояние до неё можно измерить с помощью очень маленьких углов – параллаксов. Это мы с вами выяснили в двух прошлых статьях.
Начало здесь. Продолжение здесь.
Что такое парсек?
Посмотрите на школьный транспортир – на нём углы измеряются в градусах. Так вот, каждый градус делится на 60 угловых минут, а каждая угловая минута – на 60 угловых секунд, то есть в одном градусе 3600 секунд. Если измеренный параллакс звезды равняется одной секунде, то расстояние до неё равно 1 парсеку (слово «парсек» – это сокращение от «параллакс-секунда»).
Один парсек – это чудовищное расстояние. Оно равно приблизительно 3 световым годам, или 200 000 астрономическим единицам (астрономической единицей называется расстояние от Земли до Солнца), или 30 триллионам (30 000 000 000 000) километров. Чтобы пролететь 1 парсек, современному реактивному самолёту потребуется... миллион лет. Неслабо, правда?
А теперь ещё раз вспомним – расстояние менее 100 парсеков по астрономическим меркам считается «маленьким»! Наша ближайшая звезда-соседка, альфа Центавра, находится на расстоянии чуть больше 1 парсека. До Сириуса, самой яркой звезды в нашем небе – 2 с половиной парсека.
Ошибка «Звёздных войн»
Кстати, в фантастическом фильме «Звёздные войны» сценаристы допустили очень грубую астрономическую ошибку. Хвастаясь скоростью своего корабля «Тысячелетний сокол», контрабандист Хан Соло говорит: «На этом корабле я дошёл до Кесселя меньше чем за 12 парсеков!» Создатели фильма решили, что парсек (параллакс-секунда) – это единица времени, хотя на самом деле в парсеках измеряются расстояния.
Ничего себе размерчики!
Однако хватит о «Звёздных войнах», давайте вернёмся к звёздам. Каковы же масштабы нашей Вселенной? Судите сами:
Расстояние до звезды Денеб (альфы Лебедя) – 500 парсеков
Расстояние от Земли до центра нашей Галактики – 8000 парсеков
Размер нашей Галактики – 30 000 парсеков
Расстояние до галактики М31 (Туманности Андромеды) – 750 000 парсеков
Расстояние до скопления галактик в созвездии Девы – 18 000 000 парсеков
Приблизительный размер наблюдаемой части Вселенной – 4 000 000 000 парсеков
Проблема
Итак, современные угломерные приборы обладают очень высокой точностью – но этой точности, к сожалению, хватает только для измерения расстояний до «близких» звёзд (до 100 парсеков). Чтобы измерить расстояния до более далёких звёзд и даже близких к нам галактик, учёные придумали определять их абсолютную светимость (яркость). Особенно хорошо для этого подходят переменные звёзды-цефеиды – об этом мы тоже уже подробно рассказывали. Способ с поиском цефеид и определением их абсолютной яркости позволяет нам находить расстояния до 1 000 000 парсек.
Однако как же быть дальше? Как определить расстояние до того же самого скопления галактик в созвездии Девы? До загадочных квазаров и других удалённых объектов Вселенной?
Ключ – радуга
Всем вам наверняка знакомо такое красивое и замечательное явление природы, как радуга – особенно ярко и эффектно она видна после дождя утром или вечером, когда Солнце стоит низко над горизонтом. Глядя на разноцветную радугу, очень трудно поверить, что именно она стала ключом, который позволил учёным определить расстояния до самых далёких квазаров и галактик, практически до границы наблюдаемой Вселенной!
Для того, чтобы увидеть радугу, вовсе не обязательно дожидаться дождика – достаточно взять в руки стеклянную трёхгранную призму и направить на неё солнечный свет. Призма разлагает белый свет на отдельные цвета – красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий и фиолетовый. Особенно эффектно такая радужная полоска выглядит на стенке затемнённой комнаты.
Учёные-физики открыли это явление очень давно и с неизменным успехом демонстрируют этот простой опыт восхищённым зрителям. По-научному такая радуга называется спектр (от латинского слова «spectrum», то есть «изображение»).
Открытие Фраунгофера
В самом начале XIX века в Германии жил и работал Йозеф фон Фраунгофер. Жизнь этого человека удивительна тем, что начинал свою карьеру он как простой мастер-стеклодел – а в результате стал выдающимся физиком, директором Мюнхенского института математики и оптики. Произошло это совершенно случайно. Потомственный стекольщик, Фраунгофер изготовлял в своей мастерской, помимо всего прочего, линзы и зеркала для телескопов, а также призмы для физических опытов. Фраунгофер был истинным мастером своего дела, человеком крайне скрупулёзным, придирчивым и дотошным, и оптические приборы его работы считались чуть ли не лучшими в Германии – чем он очень гордился.
Как-то раз Фраунгофер сварил новую порцию оптического стекла и отлил просто великолепную трёхгранную призму для наблюдения солнечного спектра. Эта призма должна была стать лучшей из всего, что до этого делал мастер. Вообразите же себе удивление и возмущение Фраунгофера, когда во время испытаний своей чудо-призмы он увидел, что яркую радугу на стене пересекают тонкие чёрные полоски! Безобразие! Кошмар! Брак! Призма испорчена! Доннерветтер! Гром и молния! Какую ошибку сделал мастер при отливке? Фраунгофер делает вторую призму из того же самого стекла – и снова видит эти чёрные линии в солнечном спектре. Значит, ошибка была допущена при варке? Надо попробовать приготовить другую порцию стекла...
Мастер проводит один опыт за другим – и его удивлению нет предела. Тонкие чёрные линии никуда не исчезают – напротив, чем лучше и прозрачнее стекло и чем качественнее призма, тем чётче и ярче видны эти несносные линии! Единственный способ спасти честь мастерской и своё славное имя – доказать, что эти линии возникают не из-за стекла и не из-за призмы. Что они изначально присутствуют в солнечном спектре!
Фраунгофер конструирует спектроскоп – прибор для обнаружения тёмных линий и измерения их положения. Он экспериментирует с разными сортами стекла и с призмами разной формы. Многолетние опыты бесспорно доказывают – мастер не виноват, стекло ни при чём, эти чёрные линии не зависят ни от призмы, ни даже от погоды – они содержатся в самом солнечном свете!
Рождение астрофизики
Учёные-астрономы быстро взяли на вооружение изобретение Фраунгофера – спектроскоп. Соединив его с телескопом, они получили возможность наблюдать спектр не только у Солнца, но и у далёких звёзд, туманностей и галактик. Родилась целая новая область науки – астрофизика, частью которой является спектральная астрономия.
Оказалось, что спектр каждой звезды – индивидуальный, «свой собственный», как отпечатки пальцев у человека. Спектр альфы Центавра не похож на спектр Сириуса, а спектр Сириуса – на спектр Денеба. С помощью спектральных наблюдений астрономы смогли определить размеры звёзд, химический состав звёздных атмосфер, их температуру, даже оценить скорость вращения!
На могиле Фраунгофера (он умер от туберкулёза в возрасте 39 лет) была выбита латинская надпись «Approximavit sidera», то есть «приблизил к звёздам». А линии в спектре в честь учёного и сейчас называют «фраунгоферовы линии».
Что такое эффект Допплера?
В 1842 году австрийский физик Христиан Допплер предсказал существование замечательного эффекта – изменения частоты волны движущегося источника излучения.
Чтобы убедиться в существовании эффекта Допплера, достаточно встать на обочине шоссе (осторожно!) и внимательно слушать звук мотора проезжающих мимо машин. Вот на горизонте появилась одинокая «Лада». Звук её мотора слышен всё громче и громче – и в тот самый момент, когда машина проезжает мимо нас, высота звука резко понижается! Почему так происходит?
Когда машина едет «на нас», звуковые волны от неё тоже «набегают» на нас, и мы слышим более высокий звук (частота увеличивается). Когда машина едет «от нас», то и звуковые волны тоже «убегают», и для нас частота звука уменьшается, звук становится ниже, басовитее.
Красное и фиолетовое смещение
Свет, как и звук, имеет волновую природу, а значит, подвержен эффекту Допплера. Это означает, что если источник света движется на нас, его цвет «смещается» в сторону коротких волн (фиолетовый цвет). Красный цвет становится жёлтым, жёлтый – зелёным, и так далее. Это явление называется фиолетовым смещением.
Если же источник света, наоборот, движется от нас, его цвет смещается в сторону длинных волн (красный цвет). Жёлтый цвет становится красным, зелёный – желтым, а красный и вовсе становится «чёрным» (то есть уходит в невидимый инфракрасный диапазон). Это явление называется красным смещением.
При красном и фиолетовом смещении фраунгоферовы линии в спектре сдвигаются – соответственно вправо или влево, и в спектроскоп это видно очень хорошо. Значит, если мы обнаружим такое смещение в спектре звезды, мы можем определить, с какой скоростью она приближается к Земле или, напротив, удаляется! Впервые допплеровский сдвиг в звёздном спектре обнаружил французский физик Ипполит Физо в 1848 году.
Загадка расширяющейся Вселенной
Наблюдая далёкие галактики, астрономы столкнулись с любопытнейшим явлением, которое довольно долго никак не могли объяснить. Само собой разумеется, что галактики не стоят на одном месте, но тогда какие-то из них должны двигаться в нашу сторону, а какие-то – наоборот, двигаться от нас, правда?
Встаньте неподвижно в центре парка, где гуляет много народу – какие-то люди будут двигаться к вам, какие-то – удаляться от вас, это же обычное дело? А вот с галактиками ситуация была совершенно другая – практически ВСЕ они показывали в спектроскоп красное смещение, то есть «убегали» от Земли!
А при дальнейших наблюдениях и вовсе обнаружилось, что чем больше расстояние до объекта, тем выше его красное смещение – то есть чем дальше расположена галактика, тем быстрее она от нас удаляется!
На сегодняшний момент этому явлению есть только одно внятное объяснение – это не «галактики убегают», это расширяется сама наша Вселенная. Почему так происходит – вопрос до конца не решённый и очень непростой.
Закон Хаббла
Американский астроном Эдвин Хаббл в 1929 году на основе многочисленных наблюдений на самом большом в мире в то время телескопе (обсерватория Маунт Вилсон) пришёл к выводу, что красное смещение можно использовать для измерения расстояния до далёких космических объектов. Открытую формулу так и назвали: закон Хаббла.
Согласно этому закону, чтобы узнать расстояние до галактики, нужно взять скорость света, умножить её на измеренное спектроскопом красное смещение и разделить полученный результат на особый коэффициент – постоянную Хаббла. И всё, расстояние у нас в кармане!
Таким образом, красное смещение спектральных линий позволяет нам достаточно надёжно определять расстояния до объектов, расположенных от Земли дальше 1 000 000 парсеков. Для удобства запоминания мы можем даже составить такую вот табличку:
Читать дальше:
Как благодаря неразрешимой астрономической загадке была открыта квантовая физика
Выпишите бумажный журнал "Лучик" детям на сайте Почты России. Полистать журнал онлайн можно здесь.
Подписаться на электронную копию журнала можно здесь (заполняя форму редакционной подписки, в строке "Версия журнала" выберите опцию "Электронная версия журнала").