Книга: 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Первые шаги

<<< Назад
Вперед >>>

Первые шаги

По словам Конфуция[131], путешествие длиной в тысячу миль начинается с первого шага. Этот шаг по дороге от Земли к Вселенной в целом был сделан в 1761 году, когда астрономы использовали наблюдения редкого явления – прохождения Венеры по диску Солнца – и геометрические измерения, чтобы рассчитать расстояние до светила. Для этого надо было точно зафиксировать время наблюдения, в частности моменты, когда Венера будет «касаться» края Солнца, в значительно удаленных друг от друга точках на Земле. Зная расстояние от Земли до Солнца (современные измерения оценивают его в 149,6 млн км), диаметр орбиты Земли (чуть меньше 300 млн км) можно использовать как основу для измерения расстояний до ближайших звезд. Дело в том, что ближайшие светила несколько «сдвигаются» относительно «неподвижных», то есть более далеких, по мере того как Земля движется вокруг Солнца. Этот эффект параллакса можно наблюдать прямо сейчас, вытяните руку и посмотрите на палец то одним, то другим глазом: вам покажется, что он движется. Но сдвиги, измеряемые астрономами, менее заметны. Для сравнения можно взять угловой диаметр Луны, равный 30 угловым минутам или 1800 секундам. Даже для самых близких к нам звезд эффект параллакса намного меньше. Расстояние до звезды, которая сдвинется на одну угловую секунду на фотографиях, снятых с разницей в шесть месяцев, называется парсек (от «параллакс» и «секунда»), оно равно примерно 3,26 световых года. Ближайшая к нам звезда находится в 1,32 парсека (4,29 световых лет), то есть все исследования звезд предполагают наблюдения за их перемещениями менее чем на одну угловую секунду, если округлить, менее чем на одну двухтысячную часть видимой Луны. До появления астрофотографии это, конечно, было невозможно.

Есть и другие, менее точные приемы для определения расстояний до открытых звездных скоплений на основе наблюдений за их движением по небу или интерпретаций описанной ранее диаграммы Герцшпрунга – Расселла. Ключевой шаг на пути к масштабу Вселенной был предпринят в Гарварде в 1912 году Генриеттой Суон-Ливитт[132] – опытной ассистенткой астронома Эдварда Пикеринга[133]. Она окончила учебу в Обществе преподавания наук женщинам (впоследствии колледж Рэдклифф, ныне в составе Гарвардского университета) в 1892 году, накануне своего двадцатичетырехлетия, и через год стала работать в Гарвардской обсерватории под руководством Пикеринга поначалу как волонтер. Она занималась анализом фотопластинок в целях определения величины (яркости) звезд и стала настоящим экспертом в интерпретации поведения неодинаковых по яркости светил и оценке разницы между ними. В 1896 году Суон-Ливитт отправилась на два года в поездку по Европе, а по возвращении Пикеринг предложил ей оплачиваемую работу и она стала полноценным профессиональным астрономом (с зарплатой 30 центов в час), членом специально нанятого «гарема Пикеринга» – коллектива женщин, занимающихся кропотливыми расчетами и систематизацией данных.

Исследуемые Суон-Ливитт переменные звезды изначально считались двойными, а изменения в их яркости объяснялись прохождением одного светила перед другим. Становилось очевидно, что это одинарные звезды, которые действительно со временем изменяют яркость, причем иногда эти периоды длятся много месяцев. Хотя ее работа часто прерывалась из-за болезней, в 1904 году Суон-Ливитт оказалась в нужное время в нужном месте: ей попалась коробка фотопластинок, доставленных в Гарвард из южной наблюдательной станции обсерватории, расположенной в городе Арекипа в Перу. На пластинках были запечатлены две туманности, видимые лишь из Южного полушария и известные как Магеллановы облака; первым европейцем, описавшим их, был Фернан Магеллан. В одной из этих туманностей – Малом Магеллановом облаке – исследовательница быстро обнаружила десятки переменных звезд, а когда в том же году из Перу прибыли новые пластинки, их стало еще больше, и вскоре они исчислялись уже сотнями. В 1908 году Генриетта опубликовала статью, в которой подводила итог проделанной работе, с характерным заголовком «1777 переменных в Магеллановых облаках». Ключевое открытие, прославившее ее, находится в самом конце этой чуть более чем двадцатистраничной статьи: «Стоит отметить, что более яркие переменные имеют больший период».

Как указывает биограф Суон-Ливитт Джордж Джонсон, для астрономии эта фраза имеет такое же значение, как для биологии ремарка Фрэнсиса Крика и Джеймса Уотсона[134] в конце их знаменитой работы о ДНК: «От нашего внимания не укрылось то, что специфическое спаривание, которое мы постулировали, одновременно позволяет сделать предположение о механизме копирования генетического материала». Их открытие стало ключом к пониманию сути самой жизни, а открытие Ливитт – ключом к пониманию сути Вселенной.

Ее фраза так важна потому, что если периоды (время, проходящее между пиками яркости) некоторого класса переменных звезд связаны с их яркостью, то для определения яркости достаточно измерить продолжительность периода светила. Однако здесь есть сложность. Это соотношение необходимо калибровать. Нужно найти как минимум одного представителя конкретного семейства звезд, расстояние до которого каким-то образом уже известно. Найдя на Млечном Пути звезды, подобные этим переменным, мы можем с помощью соотношения периода и яркости утверждать, что одна из них, скажем, вдвое ярче другой и потому должна находиться дальше от нас, чтобы выглядеть так тускло, как она смотрится сейчас, но точные расстояния до каждой из них без такой калибровки мы узнать не сможем. Однако если знать расстояния до нескольких таких звезд, можно узнать их абсолютную величину и использовать измерения периодов других членов того же звездного семейства, чтобы измерить их абсолютные величины и сопоставить их с воспринимаемой яркостью, чтобы получить расстояния. В случае с Магеллановыми облаками делать поправку на ухудшение видимости из-за расстояния не приходится, потому что эти туманности (как мы знаем сейчас и как догадывалась Суон-Ливитт и ее современники) находятся настолько далеко от нас, что это ухудшение можно считать единым для всех звезд в этих туманностях. Расстояние от одного края Магеллановых облаков до другого составляет лишь небольшой процент от расстояния от нас до них. Обнаруженное исследовательницей семейство звезд сегодня известно как цефеиды: источником названия послужил классический пример такого светила, находящегося в созвездии Цефея и известного как Дельта Цефея. В 1780-х годах ее изучал английский астроном Джон Гудрайк[135].

Работа Суон-Ливитт продвигалась чрезвычайно медленно, поскольку она была очень слаба здоровьем, к тому же в 1911 году потеряла отца. Но к 1912 году ей удалось найти в Малом Магеллановом облаке 25 переменных звезд, демонстрировавших четкое соотношение между яркостью и периодом, которое можно было изобразить на простом графике. Этого было бы достаточно, чтобы применить такое соотношение для измерения расстояний по всему Млечному Пути, если бы дистанцию между нами и хотя бы одной ближней цефеидой удалось измерить напрямую. К сожалению, на достаточно близком к нам расстоянии не нашлось ни одной звезды, дистанцию до которой можно было определить с помощью параллакса доступными тогда телескопами[136], не подошла даже самая близкая Полярная звезда. Поэтому важнейший первый шаг на пути калибровки расстояний до цефеид был сделан (Эйнаром Герцшпрунгом) с помощью более грубой и прямой техники под названием «статистический параллакс». Это ловкий и на удивление точный метод, если применить его к достаточному количеству звезд. Он предполагает довольно пристальное наблюдение за множеством светил, например, в открытом звездном скоплении, чтобы измерить их движение от года к году в угловых единицах. Все звезды движутся примерно в одном направлении, но они приближаются к нам или удаляются от нас с разной скоростью. Она может быть измерена напрямую с помощью уже знакомого нам доплеровского эффекта, а отсюда можно получить представление о масштабе скоростей звезд в отношении друг друга. Логично сделать вывод, что скорость, с которой светила смещаются по небу относительно наблюдателя, в среднем аналогична той, с которой они приближаются или удаляются. Таким образом, вычтя из скорости смещения относительно наблюдателя доплеровское смещение, получаем истинную скорость смещения относительно наблюдателя. А ее уже можно соотнести с углом, на который звезды смещаются каждый год, и получить расстояние до них.

В 1913 году Герцшпрунг применил этот прием, чтобы измерить расстояние до нескольких цефеид, откалибровать шкалу расстояний Суон-Ливитт и определить удаленность от нас Малого Магелланова облака. Он получил ответ в 30 тысяч световых лет (почти 10 тыс. парсек), но из-за опечатки в его статье был опубликован результат в 3000 световых лет. Для астрономов того времени оценка в 30 тысяч световых лет была невообразимо огромной. И хотя по разным причинам впоследствии оказалось, что истинное расстояние почти в десять раз больше, эти измерения положили начало переоценке размеров Млечного Пути и нашего места во Вселенной.

<<< Назад
Вперед >>>

Генерация: 1.043. Запросов К БД/Cache: 3 / 1
Вверх Вниз