Книга: Извечные тайны неба

Как не сделать из мухи слона

Как не сделать из мухи слона

Писатель Эдгар Аллан По – любитель леденящих кровь сюжетов – описывает обман зрения, причинивший зловещие переживания герою его коротенького рассказа «Сфинкс».

«… На исходе очень жаркого дня я сидел с книгою в руках возле раскрытого окна, откуда открывался вид на отдаленный холм за рекой… Подняв глаза от страницы, я случайно увидел обнаженный склон холма, а на нем – отвратительное чудовище, быстро спускавшееся с вершины…»

Кошмарное видение показалось рассказчику предвестием смерти или надвигающегося безумия. Туловище животного имело форму клина, размерами значительно больше любого из океанских судов. Оно было снабжено двумя парами крыльев – каждое по сто метров в длину. Пасть этого исчадия помещалась на конце хобота в двадцать метров длиной и такой же толщины, как тело слона. У основания хобота чернели клочья густой шерсти, а из нее выдавались, изгибаясь книзу и вбок, два блестящих клыка.

«… Нервы мои не выдержали, и едва чудовище скрылось у подошвы холма в лесу, я без чувств повалился на пол…»

Между тем, появление фантастического «чудовища» объяснялось совсем просто. Паук протянул вдоль оконной рамы свою паутину. Бабочка-сфинкс спускалась по паутинке вниз прямо перед глазами утомленного героя. А он решил, что животное движется по склону холма. Из-за такого смещения в расстоянии размеры бабочки оказались чудовищно преувеличенными.

Подобный обман зрения знаком, наверняка, всякому, и любой человек сможет припомнить один-два особенно ярких случая из собственной жизни.

Устрашающий рассказ Эдгара По может иметь отношение и к астрономии. Ведь зная массу и наблюдаемый блеск звезд, астрономы вычисляют их плотность и реальные светимости, используя независимо от этого выполненные измерения расстояний. Но не происходит ли с ними того же недоразумения, что и с героем «Сфинкса»? Может быть, белые карлики – вовсе не карлики, а просто-напросто очень далекие звезды? А красные гиганты – вовсе не гиганты, а просто близкие звезды? Не делают ли, подобно герою Эдгара По, астрономы из мухи слона?

Правильно измерить расстояния до звезд – это значит правильно оценить их размеры, физические особенности, правильно представить строение Галактики. Как же это делается?

В. Я. Струве использовал для этой цели метод, по своему принципу очень напоминающий метод триангуляции. Базисом для такой «небесной триангуляции» служит диаметр земной орбиты. Рассмотрим чертеж на следующей странице.

Пусть буквой С обозначено Солнце, а кружок вокруг него изображает орбиту Земли. Буквой А мы обозначим близкую звезду, расстояние до которой требует определения. Звезды I и 2 принадлежат к многочисленным гораздо более далеким звездам. Их зовут звездами фона.

Когда Земля находится в положении I, близкая звезда А видна рядом со звездой 1. Через полгода Земля придет в противоположную точку орбиты, в положение II. Вследствие относительной близости к Солнцу звезда А «сместится» и окажется уже рядом со звездой 2. По величине кажущегося смещения звезды и оценивается расстояние до нее.

Смещения звезд за счет орбитального движения Земли вокруг Солнца очень малы. Ближайшая соседка Солнца – слабенькая звездочка из созвездия Центавра, названная Проксимой, что в переводе с греческого и значит «ближайшая». Ее смещение за счет движения Земли составляет 1,5’’.

Вы хотите представить себе, что это за величина? Воткните на расстоянии 1 мм друг от друга две булавки. Привяжите к каждой булавке по нитке. Отойдите от них на 130 м. Соедините свободные концы ниток. Угол, образовавшийся при этом между двумя нитками, и будет равен 1,5’’ дуги. Лишь в середине XIX в. астрономическая техника «доросла» до измерения столь малых величин. Первые измерения расстояний до звезд, кроме России, были почти одновременно произведены в Германии Бесселем и на обсерватории мыса Доброй Надежды в Африке Т. Гендерсеном.

Как бы ни были велики размеры отдельных звезд, расстояния между ними несравненно больше. По этой причине в любой из земных телескопов все звезды видны как точки. Сколь бы громаден ни был телескоп, сколь бы сильно он ни увеличивал, сколь бы ни велики были звезды, – все равно они видны как точки.

Для указания расстояний между звездами, как мы знаем, пришлось ввести специальную единицу длины – световой год.

Вот список ближайших звезд:

Однако подавляющее большинство звезд Галактики удалено от нас на несравненно более значительные расстояния.

В 1967 г. в США торжественно отмечалась 261-я годовщина со дня рождения ученого и борца за независимость североамериканских колоний Бенджамина Франклина. Как водится, чтобы отметить такую годовщину со дня рождения, испекли пирог, в который вставили 261 свечу. Свечи были зажжены с помощью специального электронного механизма. Механизм включился от света звезды из созвездия Андромеды. Расстояние этой звезды от нас – 261 световой год. Луч света, который зажег традиционный пирог, был «ровесником» Франклина. Он отправился в путь через межзвездное пространство в год его рождения.

Расстояния, о которых идет пока речь, установлены путем измерения смещений звезд. Таким образом измерены на сегодня расстояния примерно до 6-7 тыс. звезд. Но чем дальше звезды, тем меньше их смещения. Измерять очень малые смещения в конце концов становится невозможным. Метод смещений применим только при расстояниях не больше 300 световых лет. А как же поступать с более далекими объектами? Ведь размеры Галактики значительно больше. А как определять расстояния до других галактик?

Вот тут-то и пора, наконец, вспомнить о звездах, меняющих свой блеск.

Глаз Медузы «моргает» нам из-за того, что одна звезда периодически затмевает другую, более яркую. Звезды такого типа именуют затменно-переменными. Но далеко не все из переменных звезд – затменные.

«Моргает» и звезда ? (дельта) Цефея. Только причина в этом случае совсем иная. Звезда ? Цефея относится к разряду физически переменных – она пульсирует. Блеск физически переменных звезд действительно меняется: звезда «худеет» – и блеск растет, звезда «набухает» – и тускнеет. Все физически переменные звезды, которые ведут себя подобно ? Цефея, повелось называть цефеидами. Цефеиды широко распространены во Вселенной. Их находят повсюду: в различных звездных скоплениях, в других галактиках.

В начале XX в. на Гарвардской обсерватории в США принялись за изучение цефеид в галактике, известной под названием Малого Магелланова Облака. Магеллановы Облака – Большое и Малое – не видны с территории СССР. Они расположены в южной части неба и выглядят как отдельные кусочки Млечного Пути. На самом деле это сравнительно небольшие и удаленные системы звезд, которые находятся за пределами нашей Галактики. Но Магеллановы Облака связаны с Галактикой: они являются как бы сопровождающими ее спутниками.

Казалось бы, изучение цефеид в Магеллановом Облаке не предвещало удивительных открытий. И задача-то была простая. Требовалось уточнить периоды изменения блеска цефеид. Для каждой цефеиды этот период строго постоянен, а от звезды к звезде меняется: период изменения блеска может составлять от нескольких дней до сотен дней и больше.

Но вдруг внимание астрономов привлекло странное обстоятельство. Чем длиннее оказывался период изменения блеска цефеиды, тем ярче была сама звезда. О чем это говорит?

Малое Магелланово Облако находится настолько далеко от нас, что все его звезды можно считать практически одинаково удаленными. Представьте себе лыжника, спешащего вечером по заснеженной долине. Вот он выскакивает на перевал и видит где-то далеко-далеко впереди огни поселка. Строго говоря, каждый дом поселка, каждый из огоньков находится от лыжника на разных расстояниях. Но расстояния между домами настолько малы по сравнению с общим расстоянием до поселка, что человек вправе считать их одинаково удаленными. А тогда можно сделать вывод: чем ярче светит огонек, тем более яркой лампочкой пользуется хозяин дома.

Если бы лыжник стоял уже на улице поселка, то такого вывода сделать было бы нельзя. Тогда главную роль играло бы расстояние: чем ближе дом, тем ярче свет. Но пока лыжник смотрит на поселок издалека, со стороны, наблюдаемая им яркость огоньков соответствует силе источников света.

Это рассуждение справедливо и по отношению к цефеидам в удаленной звездной системе. Стало быть, заключили астрономы, чем больше светимость пульсирующей звезды, тем длиннее период изменения ее блеска. То же подтвердили наблюдения и над другими скоплениями. Так была обнаружена зависимость между периодом «моргания» цефеид и их светимостью.

Зная это правило, можно отыскивать расстояние до самых далеких объектов, например других галактик, в которых есть цефеиды. Измерив период изменения блеска цефеиды и сравнив его примерно с таким же периодом другой цефеиды, расстояние до которой известно, определяют расстояния до галактики.

Для того чтобы пользоваться описанным методом, понадобились цефеиды с известными расстояниями, возникшая ситуация напоминает школьную арифметическую задачу. Гражданин А старше гражданина Б на два года, гражданин Б старше гражданина В на пять лет и т. д. До тех пор, пока мы не узнаем возраста хотя бы одного из них, мы не сможем узнать возраста остальных. И даже не будем знать, молодые они или старые.

Точно то же и для цефеид. Если мы по периоду найдем, как эта звезда светит на самом деле, то, сравнивая с тем, как она видна на небе, и помня, что ослабление блеска происходит из-за ее удаленности, мы сумеем вычислить расстояние до нее. Но чтобы находить многие расстояния, нужно сперва знать их хотя бы для нескольких цефеид. А еще лучше, поскольку всякие измерения связаны с неминуемыми случайными погрешностями, знать расстояния до многих цефеид. Тогда последующие определения расстояний станут более точными.

Астрономы сумели преодолеть эту трудность, отыскав достаточно много цефеид, расстояния до которых определялись независимыми методами. И теперь цефеиды служат для определения самых, больших расстояний во Вселенной. Их образно окрестили: цефеиды – маяки Вселенной. И действительно – путеводные маяки. Они все время «мигают» нам, и по их «миганию» мы узнаем межзвездные расстояния.

Астрономам в наши дни известны и другие методы оценок расстояний до звезд и других галактик. Большие работы по уточнению шкалы межзвездных расстояний издавна проводятся в Москве, в обсерватории Московского государственного университета, полное название которой – Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга (ГАИШ).

Но это происходило уже в XX веке.