Лев Мухин - Мир астрономии

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:

m 1 – m 2 = –2,5 lg (E 1/E 2),

где m 1и m 2— звездные величины, а E 1, E 2— 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 I 1и I 2обоих источников и расстояние до первого источника, без труда находим:

I 1/I 2 = l 2

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.

Вообще говоря, переменные звезды, другими словами, звезды, изменяющие блеск на глазах людей и поколений, известны давно. Например, еще в древнем мире выделялась звезда дьявола — Алголь (созвездие Персея). Но лишь в 1782 году друг Гершеля астроном-любитель Д. Гудрайк исследовал периодические изменения ее блеска, хотя переменность этой звезды была замечена за 100 лет до него. Затем через два года он открыл переменность звезды δ Цефея. В настоящее время насчитывается более 14 тысяч переменных звезд, причем причины переменности у разных звезд — совершенно разные.

Но цефеиды — это звезды, которые ведут себя так же, как звезда δ Цефея: кривая блеска у них имеет один максимум и один минимум. Периоды изменения бывают достаточно большими — до 40–60 суток (долгопериодические цефеиды) — и короткими, преимущественно около 12 часов (короткопериодические цефеиды). Очень важно то обстоятельство, что цефеиды — яркие звезды, они примерно в сто раз, а есть такие, что и в 1500 раз ярче нашего Солнца, и поэтому их можно наблюдать не только в нашей Галактике, но и в других. Причем у более ярких цефеид период изменения блеска больше, чем у слабых.

В начале XX века удалось установить однозначную связь между периодом цефеид и их истинной яркостью. Это было принципиальным достижением. Ведь как бы далеко ни находилась цефеида, период колебаний блеска можно определить без труда.

Затем из установленной зависимости между яркостью и периодом вычисляется абсолютная звездная величина цефеиды, а потом и расстояние до нее. Именно таким путем, когда удалось установить присутствие цефеид в туманности Андромеды, было определено, что она удалена от нас почти на миллион парсек. Но это было уже в XX веке, когда мощные телескопы позволили «разрешить» маленькое туманное пятнышко (а именно так мы видим невооруженным глазом туманность Андромеды) на отдельные звезды.

Однако если цефеиды — маяки Вселенной, как их иногда называют, — оказались удобным инструментом для определения расстояний до ближайших галактик, то изображения далеких галактик, полученные даже на самых больших в мире телескопах, слабы и расплывчаты. Их сколь-либо детальная структура неразличима, а о разрешении их на отдельные, даже очень яркие звезды не может быть и речи. Как же можно определить расстояние до таких слабых и далеких объектов?

Галактики тоже делятся на специфические группы. В частности, они различаются по форме. Бывают эллиптические, спиральные галактики и неправильные. Внутри каждого типа также можно выделить отдельные классы галактик. Как правило, галактики одного класса имеют примерно одинаковую светимость. Конечно, на небе они могут сильно отличаться по яркости, так как находятся на разных расстояниях. Но если удастся установить, что класс их одинаков и, следовательно, равны их абсолютные светимости, то далее вступает в игру закон обратных квадратов, так же как и в случае цефеид. Таким способом можно оценивать расстояния до сотен миллионов парсек.

Телескоп-рефлектор Гершеля с диаметром зеркала 122 сантиметра.