Уолтер Левин - Глазами физика. От края радуги к границе времени

Несмотря на то что углы параллакса, измеренные в разные полугодовые периоды, отличаются друг от друга, астрономы говорят о конкретном параллаксе звезды, под которым подразумевают величину, равную половине самого большого угла параллакса. Так, если максимальный угол параллакса составляет 2,00 угловые секунды, то параллакс звезды будет равен 1,00 угловой секунде, а расстояние до нее в этом случае составит 3,26 световых года (хотя на самом деле звезд, столь близких к Земле, не существует). Чем меньше параллакс, тем больше расстояние. Если параллакс равен 0,10 угловой секунды, расстояние до нее будет 32,6 световых года. Самая близкая к Солнцу звезда – Проксима Центавра. Ее параллакс – 0,76 угловой секунды; таким образом, от Земли ее отделяет около 4,3 световых года.

Чтобы лучше понять, насколько малые изменения в положениях звезд приходится измерять астрономам, для начала следует разобраться, что же представляет собой угловая секунда. Представьте себе огромный круг, нарисованный в ночном небе через зенит (направление, указывающее непосредственно вверх) вокруг Земли. Поскольку это круг, то в нем, естественно, 360 градусов. Так вот, каждый градус делится на 60 угловых минут, а каждая угловая минута, в свою очередь, – на 60 угловых секунд. Таким образом, в полном круге 1 296 000 угловых секунд. Как видите, угловая секунда – величина крайне маленькая.

Вот еще один способ наглядно представить себе, насколько она мала. Если взять монету в десять центов и поместить ее примерно на расстоянии 3,5 километра от вас, то ее диаметр будет составлять одну угловую секунду. Или еще. Каждый астроном знает, что диаметр Луны равен около половины градуса, или 30 угловых минут. Это называется угловым размером Луны. Так вот, если бы вы умудрились нарезать Луну на 1800 одинаково тонких ломтиков, ширина каждого из них равнялась бы одной угловой секунде.

Учитывая, насколько малы размеры углов параллакса, которые должны измерять астрономы для определения расстояний до звезд, отлично понимаешь, как важна для них степень точности данных измерений.

По мере появления специального оборудования, позволяющего астрономам производить все более точные измерения, их оценки расстояний до звезд порой весьма существенно менялись. В начале XIX века Томас Хендерсон измерил параллакс самой яркой звезды на небе, Сириуса, и определил, что он равен 0,23 угловой секунды с погрешностью около четверти угловой секунды. Иными словами, по оценке Хендерсона, верхний предел параллакса Сириуса составляет около половины угловой секунды, а это означало, что данная звезда находится от нас не ближе чем на расстоянии 6,5 световых года. Для 1839 года это был очень важный вывод. Но спустя полвека Дэвид Гилл определил, что параллакс Сириуса равен 0,370 угловой секунды с погрешностью плюс-минус 0,010 угловой секунды. Измерения Гилла не противоречили данным Хендерсона, но были намного точнее, потому что их погрешность была в двадцать пять раз меньше. При параллаксе 0,370 ± 0,010 угловой секунды расстояние до Сириуса становится равным 8,81 ± 0,23 световых года, что существенно больше шести с половиной световых лет!

В 1990-е годы спутник для высокоточных определений параллаксов с названием (подозреваю, создатели долго с ним экспериментировали, пока не подогнали под имя древнегреческого астронома Гиппарха) Hipparcos (акроним от High Precision Parallax Collecting Satellite) измерил параллаксы более ста тысяч звезд (и, следовательно, расстояния до них) с относительной погрешностью всего около одной тысячной угловой секунды. Разве это не невероятно? Помните, как далеко должна находиться монетка, чтобы ее диаметр составлял одну угловую секунду? А чтобы он был равен тысячной доле угловой секунды, монетка должна находиться за 3,5 тысячи километров от наблюдателя.

Одной из звезд, параллакс которых измерили с помощью Hipparcos, был, конечно же, Сириус; аппарат получил результат 0,37921 ± 0,00158 угловой секунды, что дает нам расстояние до Сириуса, равное 8,601 ± 0,036 световых года.

До этого самые точные измерения параллакса из всех когда-либо сделанных были получены радиоастрономами в период с 1995-го по 1998 год для очень специфической звезды по имени SCO X-1. Я подробнее расскажу о ней в главе 10. Ученые получили результат 0,00036 ± 0,00004 угловые секунды, что означает расстояние 9,1 ± 0,9 тысячи световых лет.

Кроме погрешности, вызванной ограниченной точностью оборудования и лимитами доступного для наблюдений времени, следует упомянуть о еще одном кошмаре астрономии – «неизвестных/скрытых» погрешностях. Что, если вы делаете ошибку, даже не осознавая этого, потому что упускаете что-то важное или потому, что ваши инструменты неправильно выверены? Предположим, ваши весы в ванной комнате неверно откалиброваны и показывают значительно меньший, чем на самом деле, вес, причем вы их такими и купили. Вы обнаруживаете ошибку, только придя на прием к врачу – и с вами чуть не случается сердечный приступ. Мы называем такое явление систематической ошибкой, и она пугает нас до смерти. Я отнюдь не поклонник бывшего министра обороны Дональда Рамсфелда, но почувствовал к нему некоторое сочувствие, когда он на брифинге в 2002 году сказал: «Мы знаем, что есть вещи, которых мы не знаем. Но есть еще и неизвестное неизвестное – то, чего мы не знаем, оставаясь в неведении о том, что именно мы не знаем».

Проблемы, связанные с ограничениями астрономического оборудования, делают еще более удивительными достижения блестящего, но по большей части недооцененного женщины-астронома Генриетты Суон Ливитт. Ливитт занимала в Гарвардской обсерватории очень скромную должность, но в 1908 году начала работу, которая позволила совершить гигантский скачок в деле измерения расстояний до звезд.

Увы, такого рода вещи случаются в истории науки так часто, что данную ситуацию тоже следовало бы рассматривать как систематическую ошибку: когда научный мир недооценивает талант, интеллект и вклад женщин-ученых [9].

Занимаясь анализом тысяч фотографических пластин Малого Магелланова облака, Ливитт заметила, что в определенном классе больших пульсирующих звезд (ныне их называют переменными цефеидами) четко выражена зависимость между яркостью звезды в оптическом диапазоне и временем, которое ей требуется для одной полной пульсации, известным как период звезды. Ливитт обнаружила, что чем больше этот период, тем ярче звезда. Как мы с вами убедимся, это открытие распахнуло астрономам двери к точным измерениям расстояний до звездных скоплений и галактик.

Чтобы оценить это открытие по достоинству, сначала необходимо понять разницу между яркостью звезды в оптическом диапазоне и ее светимостью. Яркость – это количество энергии на квадратный метр на секунду света, достигающего Земли. Она измеряется с помощью оптических телескопов. А светимость – это количество энергии в секунду, излучаемой астрономическим объектом.