- Вимірювання відстаней в світовому просторі відстані зірок Мал. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри...
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
- Вимірювання відстаней в світовому просторі
Вимірювання відстаней в світовому просторі відстані зірок
Мал. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Мал. 2. Темна туманність.
Мал. З. Участок Чумацького Шляху.
Мал. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Мал. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
На жаль, віділіті ОКРЕМІ зірки можна лишь примерно в 10 найближче туманностях, інші ж туманності, якіх відомо зараз много тисяч, Занадто Далекі. Для визначення їх відстаней доводиться користуватися значно менш точними статистичними методами.
За дослідженням ближчих туманностей встановлено, що розміри їх і повна абсолютна яскравість коливаються порівняно небагато. Вважаючи, що спостерігається туманність має середні розміри і середню яскравість, можна по її видимим розмірами і яскравості оцінити відстань.
Оцінка відстані по видимим розмірами туманності менш точна, ніж по видимої яскравості; кордони туманностей дуже невизначені. Для більш близьких туманностей все ж користуються для контролю обома способами. Відстані дуже далеких туманностей можуть бути оцінені лише за видимої яскравості цих туманностей.
Не можна вважати, що всі позагалактичні туманності побудовані абсолютно однаково, - і розміри і видима яскравість окремої туманності можуть відрізнятися від середніх величин. Оцінка відстані до окремої туманності може бути в значній мірі є хибною, але середній результат для великого числа об'єктів буде близький до істини. В даний час доводиться для далеких зоряних систем задовольнятися цим.
«Червоний зсув»
Спектр зірки містить численні темні лінії, звані фраунгоферовими, які вказують на присутність в атмосфері зірки відомих хімічних елементів.
Кожна лінія займає в спектрі певне місце, яке залежить від довжини її хвилі. Але місце лінії може змінюватися під впливом різних обставин, з яких найбільш відоме і добре вивчене є рух зірки по променю зору - до нас або від нас. Згідно із законом Допплера-Фізо лінії, відповідні окремим хімічним елементам, змістяться до фіолетового кінця спектра, якщо зірка рухається до нас, і до червоного - при видаленні від нас. За величиною зміщення можна знайти швидкість зірки відносно спостерігача.
Спектр позагалактичної туманності є сумою спектрів входять до неї зірок; рух, певне по спектру туманності, буде рухом системи як цілого, рухом її центра ваги. Дослідження спектрів туманностей показало дивовижну річ: лінії в них завжди сильно зміщені до червоного кінця, і якщо вважати, що це зміщення викликане рухом, то все позагалактичні туманності віддаляються від нас c великими швидкостями.
У 1929 р астроном Геббл виявив ще більш дивне обставина: зміщення ліній кожної туманності пропорційно її відстані від нас, далекі туманності мають великі (рис. 6) зміщення. Таким чином, визначивши зміщення ліній у спектрі туманності, можна, скориставшись результатом Геббла, обчислити її відстань. В даний час відомі у туманностей зміщення, відповідні відстаням приблизно в 100 і 200 млн. Світлових років.
Чим викликається це «червоний зсув», поки що не вирішено наукою. Безсумнівно, що тут, крім руху, замішані ще інші впливу, - можливо властивості самого простору. Але якщо тільки для дуже далеких позагалактичних туманностей пропорційність спостережуваного зсуву відстані не порушується, явище «червоного зсуву» дає засіб для вимірювання відстаней гранично далеких зоряних систем, світло від яких йде до нас сотні мільйонів років. Світловий промінь, що дав на фотопластинці зображення найдальшої з досліджених позагалактичної туманності в 1938 р, вийшов з неї тоді, коли на Землі ще не існувало людини.
Коментарі до статті
1 Під «величиною» зірки в астрономії розуміється її яскравість, а не лінійні розміри.
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
Вимірювання відстаней в світовому просторі
відстані зірокРис. 1. Визначення паралаксів зірок (розміри орбіти Землі сильно перебільшені).
Рис. 2. Темна туманність.
Рис. З. Участок Чумацького Шляху.
Рис. 4. Схема будови нашої зоряної системи (Галактики).
Рис.5. Туманність в сузір'ї Андромеди - далека зоряна система.
Рис. 6. Залежність між спостерігаються швидкостями видалення позагалактичних туманностей і їх відстанями.
<
>
Той спосіб, яким визначаються відстані до Місяця, Сонця та інших тіл сонячної системи (див. «Наука і життя» № 6, 1938 ) Абсолютно непридатний для вимірювання відстаней до зірок. Зірки настільки далекі від нас, що напряму до якої-небудь з них з двох протилежних точок земної кулі практично паралельні між собою, і найточнішими інструментами можна встановити, де ці напрямки перетинаються. Все базиси, доступні нам на Землі, занадто малі для вимірювання зіркових відстаней, - для цієї мети необхідно мати базис набагато більшої довжини. Дійсно, знімки одного і того ж ділянки неба, зроблені на двох можливо більш далеких один від одного обсерваторіях, виявляються абсолютно тотожними.
Але, рухаючись навколо Сонця, Земля проходить великий шлях у просторі; влітку вона знаходиться в протилежній стороні від Сонця по відношенню до того місця, де вона була взимку. У червні і грудні ми дивимося на небо з двох точок, що лежать на відстані в 300 млн. Км одна від одної.
Дивлячись з вікна потяга, ми бачимо, що далекі предмети начебто стоять на місці, а близькі «біжать» в напрямку, протилежному руху поїзда. Видимі рухи повинні спостерігатися і у зірок; внаслідок руху Землі кожна зірка повинна описувати протягом року маленький еліпс (тим більший, чим менша відстань до неї). Однак таких рухів зірок не спостерігалося, і ще Коперник, викладаючи свою теорію будови світу, вказував, що ми не помічаємо їх через великі відстаней зірок.
Астрономи наступних поколінь шукали видимі руху зірок; телескопи удосконалювалися, але всі спроби визначити відстані зірок від нас залишалися безуспішними.
Близько 1725 року англійський астроном Брадлей зміцнив нерухомо в стіні будинку телескоп так, що щодня через поле зору останнього проходила зірка гамма Дракона. Брадлей дуже точно визначав становище зірки і незабаром помітив видимі зміщення її. Але Подальші спостереження принесли розчарування: Брадлей відкрити не паралакс зірки, а зовсім інше явище - аберацію світла, т. Е. Видиме відхилення світлового променя, що відбувається внаслідок складання швидкості руху Землі зі швидкістю світла. Було знайдено фізичне доказ руху Землі, але відстані зірок залишалися невідомими.
Очевидно, що набагато легше помітити зміщення зірки, якщо поблизу неї видно інша зірка, значно більш далека. Нехай (рис. 1) зірка S1 значно ближче до нас, ніж зірка S2. Коли Земля знаходиться в точці Т1, ми будемо бачити обидві зірки в одному напрямку. Але через півроку Земля перейде в Т2, на відстань 300 млн. Км від Т \ 1, і зірки S1 і S2 як би розійдуться. Вимірявши видиме відстань між зірками, т. Е. Кут S1T2S2, і вважаючи, що зірка S2 дуже далека і не відчуває видимого зміщення, можна знайти кут, під яким з зірки S1 видно радіус орбіти Землі (паралакс зірки), а за ним і відстань зірки від Землі (нагадаємо, що для Сонця, Місяця і планет параллаксом називався кут, під яким з небесного тіла видно радіус земної кулі). Таким шляхом і пішли в подальшому астрономи: вони стали шукати відносне зміщення двох зірок, одну з яких з тих чи інших міркувань можна було вважати найближчої до Сонця.
Сто років тому роботи астрономів, нарешті, увінчалися успіхом: вперше вдалося виміряти відстані до зірок. Майже одночасно 3 астронома - Бессель, Гендерсон і В. Струве (перший директор Пулковської обсерваторії) - опублікували знайдені ними паралакси зірок. Найбільший паралакс був знайдений Гендерсоном для зірки альфа Центавра (що знаходиться в південній півкулі неба), яка і досі вважається найближчою до нас зіркою. Але і її паралакс дорівнює всього 0 ", 76; видиме зміщення її за півроку дорівнює 1 '', 52 або кутку, під яким кулька діаметром в 1 мм видно з відстані близько 140 м. Параллакси інших зірок ще менше. Стає зрозумілим, чому так довго їх не могли виявити.
Паралаксу в 0 ", 76 відповідає відстань, в 270 тис. Разів більше відстані від Землі до Сонця, або приблизно 4 • 1013 км. Висловлювати такі відстані в кілометрах вже незручно, занадто мала і« астрономічна одиниця »- середня відстань від Землі до Сонця ; довелося вводити нові одиниці. Одна з них «парсек» (від слів «паралакс-секунда») є відстань, відповідне паралаксу в 1 ". Парсек дорівнює приблизно 3,1 • 1013 км.
Світло проходить в секунду 300 тис. Км, отже, за рік він пройде 9,5 • 1012 км.
Відстань це теж прийнято за одиницю вимірювання і названо «світловим роком». Ми можемо сказати, що найближча до нас зірка - альфа Центавра - перебуває на відстані 1,3 пса, або 4,3 світлових роки. Спостерігаючи цю зірку, ми бачимо її такою, якою вона була 4 з гаком роки тому.
За першими визначеннями паралаксів зірок пішли всі нові і нові; особливо успішно це все йде після розвитку зоряної фотографії. Зараз зіркові паралакси визначаються виключно фотографічним методом.
Здавалося б, що досить зробити два знімки зірки, яку є підстави вважати близькою до нас, з інтервалом в півроку, визначити її положення щодо слабких, значно більш далеких зірок, щоб, порівнявши ці два знімка, знайти паралакс. Однак справа йде складніше. Зірки, які ми називали нерухомими, несуться в просторі з великими швидкостями, і рух їх непомітно нам лише тому, що вони дуже далекі від нас. Далі, Земля, крім обертання навколо Сонця, рухається разом з ним в просторі, що також викликає видиме зміщення близьких зірок. Для виділення параллактического усунення зірки необхідні щонайменше три знімки, зроблені через півроку один за одним. На практиці ж протягом року робиться не три, а більше знімків, за допомогою яких і знаходиться паралакс зірки.
В даний час вдалося визначити відстані приблизно 4000 зірок. Чим далі зірка, чим менше її паралакс, тим менш точно виміряти неможливо її відстань. Сучасні методи дають можливість визначати паралакси аж до 0 ", 005; менші величини вже не можна вважати реальними, вони менше можливих помилок спостереження. Паралаксу 0", 005 відповідає відстань в 200 парсек або 650 світлових років; світло, що дійшов до нас в 1938 р, вийшов від такої зірки в 1288 р
Але це тільки найближчі до нас зірки, наші «сусіди». Величезна більшість зірок незрівнянно більш далекі. Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Визначення відстаней за яскравістю зірок
Освітлення зменшується пропорційно квадрату відстані від джерела світла: лампа в 1000 свічок на відстані в 10 м висвітлює так само, як лампа в 10 свічок на відстані 1 м. Користуючись цим законом, ми можемо знайти дійсну яскравість зірок, якщо відомо їх відстань до нас. Домовилися приймати за міру яскравості зірки ту видиму яскравість, яку зірка мала б при спостереженні її з відстані в 10 парсек, або 32,6 світлових років. Яскравість цю називають «абсолютною величиною» 1 зірки. Так, «абсолютна величина» нашого Сонця 4,85 зоряної величини, т. Е. При видаленні від нього на 10 парсек воно буде видно як слабка зірочка 4,85 величини (найслабші, ще видимі оком зірки - 6-ї величини). Якби ми знали абсолютні величини зірок, ми могли б по їх видимим яркостям визначати відстані.
Виявилося, що таке завдання можна вирішити. Для всіх зірок, паралакси яких виміряні, можна знайти абсолютні величини. Було зроблено зіставлення абсолютних величин зірок і їх спектрів; встановлено, що інтенсивність деяких фраунгоферових ліній в спектрі залежить від абсолютної величини зірки. Астрономи отримали в свої руки могутнє знаряддя; сфотографувавши спектр зірки, можна знайти її абсолютну величину, а порівнявши цю останню з видимою, - знайти відстань зірки.
Наприклад, з вимірювання спектра і яскравості зірки виходить, що її яскравість в мільйон разів слабкіше тієї, яку вона мала б, якби знаходилася на відстані 10 парсек. Звідси легко знайти відстань зірки: воно дорівнює 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, або 32 600 світлового років. Паралакс її дорівнює 0 ", 0001 (величина, яка безпосередньо не може бути виміряна). Такий спосіб, спосіб« спектроскопических паралаксів », придатний для вимірювання яких завгодно великих відстаней, аби сили світла зірки вистачило для отримання достатньо хорошого знімка спектра, придатного для визначення її абсолютної яскравості. Сучасні великі телескопи дозволяють фотографувати дуже слабкі зірки.
Спосіб «спектроскопических паралаксів» хороший ще тим, що помилка, отримана при визначенні відстані, завжди близько 20% і не залежить від самого відстані, між тим як тригонометричні паралакси визначаються тим гірше, чим далі зірка: при паралаксі 0 ", 5 помилка в відстані буде близько 2-5%, при паралаксі 0 ", 01 вона може бути в 200%.
В даний час відомі спектроскопічні паралакси багатьох тисяч зірок, на підставі їх зроблено ряд вельми істотних висновків про будову нашого зоряного світу.
Але роботи останнього десятиліття принесли деяке розчарування і змусили ставитися до спектроскопическим Паралакс з більшою обережністю. Справа в тому, що закон ослаблення світла пропорційно квадрату відстані від його джерела справедливий лише в тому випадку, якщо простір абсолютно прозоро і світло в ньому не поглинається. Давно було відомо існування областей, зайнятих темної, не світяться матерією, видимих на тлі більш далеких зірок. Це так звані темні туманності (рис. 2). Зараз встановлено, що темна матерія є і в усьому просторі, і вона послаблює світло, що доходить до нас від зірок. Дуже важко врахувати, наскільки ослаблений світло зірки поглинанням в темної матерії, і завжди є небезпека недооцінити або переоцінити відстань до неї. Тому при визначенні відстаней по абсолютній яскравості завжди потрібно ретельно врахувати можливий вплив поглинання світла.
Наша зоряна система
Зупинимося дуже коротко на головних результатах, отриманих з дослідження відстаней до зірок.
Всі знають смугу Чумацького Шляху - слабке сяйво, що перетинає небо і особливо добре видиме у нас в ясні осінні і зимові вечори. Якщо навести на Чумацький Шлях телескоп, то можна переконатися, що це слабке сяйво - світло багатьох мільйонів зірок, розташованих настільки тісно, що для ока вони зливаються в загальну масу (рис. 3).
Уже з одного виду Чумацького Шляху можна зробити висновок, що зірки розташовані в просторі не рівномірно і не безладно, а по якомусь певному закону.
Визначення відстаней до зірок, з урахуванням міжзоряного поглинання світла і з застосуванням статистичних методів дослідження, дало можливість побудувати картину навколишнього нас зоряної всесвіту.
Кілька мільярдів зірок, в число яких входить і наше Сонце, утворюють в просторі як би «сочевицю», діаметр якої раз в 5 більше її товщини (рис. 4). Розміри сочевиці величезні, - діаметр її близько 30 000 парсек; іншими словами, світло йде від одного її краю до іншого приблизно 100 000 років. Дивлячись у напрямку площині сочевиці, ми бачимо значно більше зірок, ніж в перпендикулярному напрямку, - цим і пояснюється смуга Чумацького Шляху. Сонце лежить не в центрі системи, а приблизно на 2/3 її радіусу.
Центр системи розташований в напрямку до сузір'я Стрільця, там, де видно найбільш яскраві «зоряні хмари» Чумацького Шляху. Крім зірок, є багато хмар темної несвітними матерії, видимої як темні туманності. Але якщо поблизу такого скупчення матерії розташована досить яскрава зірка, - матерія відображає її світло або починає світитися сама, і замість темної туманності буде видно світлу. Така, наприклад, добре відома туманність в сузір'ї Оріона.
Коперник 400 років тому довів, що наша Земля лише одна з планет; тепер ми знаємо, що Сонце - одна з багатьох мільярдів зірок. Природно виникає питання: чи існує тільки одна наша зоряна система або є багато інших таких же зоряних груп.
Уже давно були відомі небесні об'єкти, подібні за формою з Чумацьким Шляхом (як ми його собі уявляємо), - так звані спіральні туманності. Найбільша і яскрава з них знаходиться в сузір'ї Андромеди (рис. 5). Дивлячись на Чумацький Шлях ззовні і здалеку, ми бачили б його схожим на туманність Андромеди. Але не випадкове чи ця подібність? Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Ще років 20 тому таке питання викликав великі суперечки. Щоб відповісти на нього, треба знати розміри туманності Андромеди, що вимагає знання відстані до неї.
Сильні телескопи показують, що туманність Андромеди складається із зірок, як і багато інших подібних їй по виду туманності. Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Зоряні маяки
Давно відомі зірки, що змінюють свою яскравість; такі зірки називаються змінними. Причини зміни яскравості змінних зірок різні. Серед них є група зірок, що міняють яскравість строго періодично; причина цього пов'язана зі змінами температури і радіусу зірки; такі зірки названі цефеидами. Вони-то і виявилися тими «маяками», за допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності Андромеди.
30 років тому на Гарвардської обсерваторії в Америці було зроблено дуже важливе відкриття: було встановлено, що між періодом зміни яскравості цефеїд і їх абсолютними яркостямі існує певна залежність.
Спостерігаючи цефеиду, легко можна встановити період зміни її блиску і по ньому знайти її абсолютну яскравість. Порівнюючи абсолютну величину з видимою, можна знайти відстань до зірки. Цей спосіб може бути застосований і до слабких зірок, отримати спектри яких для визначення по ним абсолютних величин вже не можна.
Серед зірок, видимих в туманності Андромеди і в інших найбільш яскравих туманностей, знайшлося досить багато цефеїд. Порівняння їх з цефеїд в нашій зоряній системі показало, що відстань до туманності Андромеди близько 700 000 світлових років. І звідси визначилася і її величина: діаметр туманності Андромеди того ж порядку, що і нашого Чумацького Шляху, вона повинна включати в себе мільярди зірок.
Інші спіральні туманності знаходяться від нас далі, розміри їх того ж порядку. Отже, наша зоряна система не одна, є дуже багато таких же зоряних систем, розташованих далеко від нас.
Нашу зоряну систему, систему Чумацького Шляху, часто називають Галактикою, від грецького слова галактос-молоко. Тому далекі зоряні системи отримали назву «позагалактичних туманностей», т. Е. Туманностей, що лежать за межами нашої зоряної системи. Часто називають їх далекими галактиками.
Але цефеїди знайдені далеко не у всіх спіральних туманностях, зате в багатьох з них були помічені спалахи «нових» зірок. «Нова» зірка - спалах слабкою зірочки, що повстає від якихось невідомих поки причин. Спалахнувши, зірка світить яскраво досить короткий час, а потім її світло знову слабшає. Дослідження «нових» зірок, що спалахують в нашій зоряній системі, показали, що найбільша абсолютна яскравість їх завжди приблизно однакова; таку ж абсолютну яскравість мали і «нові» зірки, що спалахували в туманності Андромеди. Ми маємо право вважати, що всі процеси відбуваються так само і в інших туманностях, отже, «нові» зірки в момент спалаху повинні мати ту ж абсолютну яскравість. «Нові» зірки теж дають спосіб вимірювання відстаней далеких зоряних систем; результати визначень відстаней по цефеидам і «новим» зіркам сходяться досить добре.
Є і ще одна можливість оцінки відстаней. Найяскравіші зірки в нашій та інших системах повинні бути приблизно однакові. Отже, порівнявши найяскравіші зірки в двох туманностях, можна сказати, що з них далі і у скільки разів; зазвичай, щоб уникнути помилок береться 5-10 найбільш яскравих зірок туманності, і оцінка відстані робиться по ним. Так вдалося дізнатися відстані до інших зоряних систем і з'ясувати їх природу і будову. Виявилося, що вони теж вельми схожі з системою Чумацького Шляху.
Всі три описаних методу таять в собі, проте, деяку небезпеку. Простір між зоряними системами світла не поглинає, але всередині інших зоряних систем є така ж темна матерія, як і в нашій системі; світло цефеїди або «нової зірки» може бути через це ослаблений, що призведе до перебільшеної оцінці відстані.
Статистичні методи
На жаль, віділіті ОКРЕМІ зірки можна лишь примерно в 10 найближче туманностях, інші ж туманності, якіх відомо зараз много тисяч, Занадто Далекі. Для визначення їх відстаней доводиться користуватися значно менш точними статистичними методами.
За дослідженням ближчих туманностей встановлено, що розміри їх і повна абсолютна яскравість коливаються порівняно небагато. Вважаючи, що спостерігається туманність має середні розміри і середню яскравість, можна по її видимим розмірами і яскравості оцінити відстань.
Оцінка відстані по видимим розмірами туманності менш точна, ніж по видимої яскравості; кордони туманностей дуже невизначені. Для більш близьких туманностей все ж користуються для контролю обома способами. Відстані дуже далеких туманностей можуть бути оцінені лише за видимої яскравості цих туманностей.
Не можна вважати, що всі позагалактичні туманності побудовані абсолютно однаково, - і розміри і видима яскравість окремої туманності можуть відрізнятися від середніх величин. Оцінка відстані до окремої туманності може бути в значній мірі є хибною, але середній результат для великого числа об'єктів буде близький до істини. В даний час доводиться для далеких зоряних систем задовольнятися цим.
«Червоний зсув»
Спектр зірки містить численні темні лінії, звані фраунгоферовими, які вказують на присутність в атмосфері зірки відомих хімічних елементів.
Кожна лінія займає в спектрі певне місце, яке залежить від довжини її хвилі. Але місце лінії може змінюватися під впливом різних обставин, з яких найбільш відоме і добре вивчене є рух зірки по променю зору - до нас або від нас. Згідно із законом Допплера-Фізо лінії, відповідні окремим хімічним елементам, змістяться до фіолетового кінця спектра, якщо зірка рухається до нас, і до червоного - при видаленні від нас. За величиною зміщення можна знайти швидкість зірки відносно спостерігача.
Спектр позагалактичної туманності є сумою спектрів входять до неї зірок; рух, певне по спектру туманності, буде рухом системи як цілого, рухом її центра ваги. Дослідження спектрів туманностей показало дивовижну річ: лінії в них завжди сильно зміщені до червоного кінця, і якщо вважати, що це зміщення викликане рухом, то все позагалактичні туманності віддаляються від нас c великими швидкостями.
У 1929 р астроном Геббл виявив ще більш дивне обставина: зміщення ліній кожної туманності пропорційно її відстані від нас, далекі туманності мають великі (рис. 6) зміщення. Таким чином, визначивши зміщення ліній у спектрі туманності, можна, скориставшись результатом Геббла, обчислити її відстань. В даний час відомі у туманностей зміщення, відповідні відстаням приблизно в 100 і 200 млн. Світлових років.
Чим викликається це «червоний зсув», поки що не вирішено наукою. Безсумнівно, що тут, крім руху, замішані ще інші впливу, - можливо властивості самого простору. Але якщо тільки для дуже далеких позагалактичних туманностей пропорційність спостережуваного зсуву відстані не порушується, явище «червоного зсуву» дає засіб для вимірювання відстаней гранично далеких зоряних систем, світло від яких йде до нас сотні мільйонів років. Світловий промінь, що дав на фотопластинці зображення найдальшої з досліджених позагалактичної туманності в 1938 р, вийшов з неї тоді, коли на Землі ще не існувало людини.
Коментарі до статті
1 Під «величиною» зірки в астрономії розуміється її яскравість, а не лінійні розміри.
Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?Але не випадкове чи ця подібність?
Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Але не випадкове чи ця подібність?
Подібна чи туманність Андромеди Чумацького Шляху?
Але можливо це тісні групи зірок, що входять в нашу зоряну систему?
Як же виміряли відстані до них, якщо звичайний, так званий тригонометричний метод вже не в змозі дати відповідь?
Але не випадкове чи ця подібність?
