Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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/ 500часть 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 4πR 2, то поток света f, падающий на единицу площади, будет

f = L/4πR 2

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.

В древности радиус Земли был основной единицей измерения расстояний до Луны и Солнца. Аристарх, Гиппарх и Птолемей пытались измерить расстояние до Солнца, но потерпели неудачу, так как это расстояние оказалось слишком большим. Гелиоцентрическая система Коперника придала расстоянию Солнце-Земля особое значение, поскольку оно могло служить масштабом расстояний внутри Солнечной системы (см. табл. 5.1). Это же расстояние фигурирует и в Третьем законе Кеплера: время обращения планеты вокруг Солнца, найденное из наблюдений, определяет относительный размер планетной орбиты в единицах Солнце-Земля. Когда астрономы начали определять расстояния (параллаксы) звезд, расстояние от Земли до Солнца окончательно заменило радиус нашей планеты в качестве естественной единицы измерения.

Однако хотелось бы знать космические расстояния в обычных земных единицах длины, используемых физиками в своих экспериментах. Например, чтобы узнать полную мощность излучения звезды в ваттах (Дж/с), выраженную в единицах потока ее излучения, измеряемого на Земле в Вт/м 2, нужно знать расстояние до звезды в метрах. Для получения этого расстояния в метрах из годичного параллакса звезды нужно знать расстояние до Солнца в метрах. Но с первого взгляда неясно, как измерить расстояние до Солнца в метрах.

Даже Коперник и Кеплер плохо представляли себе расстояние до Солнца, а о размере звездной сферы они вообще ничего не знали (табл. 9.1). С XVII до XIX века проблема расстояния Солнце-Земля оставалась основной проблемой астрономии. Было изобретено и опробовано много различных методов и снаряжены дорогостоящие экспедиции в далекие уголки Земли. Результатом этого, наряду с постоянным уточнением расстояния до Солнца, стало начало международного научного сотрудничества.

Джованни Кассини (1625–1712), молодой профессор астрономии Болонского университета, что на севере Италии, использовал измерительный прибор, сооруженный им в кафедральном соборе Сан-Петронио для определения высоты Солнца над горизонтом, когда оно пересекает меридиан на юге. Фактически это была гигантская камера-обскура, создающая круглое изображение Солнца на полу собора.

Таблица 9.1. Расстояния до Солнца и сферы звезд.

Хотя целью Кассини не было определение расстояния до Солнца, точные измерения в течение года привели его к неожиданному выводу: чтобы понять изменения высоты Солнца, нужно отдалить его гораздо дальше того расстояния, которое, согласно рекомендации Кеплера, принималось в то время равным 3469 радиусов Земли. Мы можем понять, почему изменение высоты Солнца зависит от расстояния до Солнца. Суточное вращение Земли смещает наблюдателя относительно центра Земли на расстояние порядка размера Земли. От этого перемещения меняется направление на Солнце, и этот эффект тем сильнее, чем ближе Солнце. Измерения Кассини вынудили его отнести Солнце на неслыханно далекое расстояние, по крайней мере на 17 000 радиусов Земли, иначе он не мог объяснить свои наблюдения.

В 1669 году по приглашению короля Людовика XIV Кассини переехал в Париж, чтобы возглавить новую Парижскую обсерваторию. Там в его исследовательской программе одной из приоритетных задач стало определение расстояние до Солнца. Поскольку значение, полученное по измерениям в Болонье, могло быть искажено изменениями атмосферной рефракции, нужно было использовать другие методы для подтверждения или опровержения длинной шкалы расстояния до Солнца.