Физика для всех. Книга 4. Фотоны и ядра

Но среди этих звезд зачастую находили какую-нибудь одну, которая явно смещалась по отношению к своим соседям. Принимая одну из «неподвижных» звезд как бы за точку отсчета, можно измерить угловое смещение звезды, менявшей свое расположение по отношению к неизменному созвездию. Этот угол смещения имеет смысл параллакса.

Еще в XVII веке, после изобретения Галилеем телескопа, астрономы измерили параллаксы планет, наблюдая их смещения по отношению к «неподвижным» звездам. Тогда подсчитали, что Земля отстоит от Солнца на расстоянии 140 млн. км. Совсем неплохая точность!

Для невооруженного глаза взаимное расположение звезд остается всегда неизменным. Но при помощи фотографии звездного неба с разных позиций можно обнаружить параллактическое смещение звезд. Если сделать две фотографии какого-либо участка звездного неба из одной и той же обсерватории с промежутком времени полгода, то расстояние между точками наблюдения будет равно почти 300 млн. км.

Измерения расстояний до звезд с помощью радара невозможны. Поэтому схема измерения, которую иллюстрирует рис. 7.1, вполне современна.

Такого рода снимки приводят нас к заключению, что есть звезды, которые заметно перемещаются по отношению к другим звездам. Было бы крайне нелогично допустить, что существуют звезды подвижные и звезды неподвижные. Напрашивается вывод, что те звезды, взаимное расположение которых сохранилось неизменным, находятся много дальше, чем блуждающая звезда. Как бы то ни было, мы получаем возможность с помощью хороших инструментов измерить параллаксы многих звезд. Измерения параллакса с точностью до одной сотой секунды дуги были проведены для многих звезд. Оказалось, что ближайшие из них находятся на расстояниях, больших одного парсека.

Один парсек есть расстояние, дающее угловое смещение в одну секунду, если за базис взять средний радиус земной орбиты. Легко подсчитать» что один парсек равен 30,26 триллиона километров.

Для измерения расстояний часто пользуются световыми годами. Один световой год — путь, который пройдет свет за год. Один парсек равен 3,26 светового года.

Параллактический метод применим до расстояний порядка сотен световых лет. А как измерить расстояния до более далеких звезд? Это оказывается уже совсем не простым делом, и уверенность в правильности приблизительных оценок (ручаться можно большей частью лишь за одну значащую цифру) получается сопоставлением результатов разных измерений.

Один из способов (а их много, и у нас нет возможности на них останавливаться) заключается в следующем. Если известно расстояние, до звезды R и видимая звездная величина m (мера освещенности, создаваемая звездой на Земле), то, пользуясь законом, согласно которому интенсивность изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от источника, можно вывести следующую формулу:

М = m — 5∙lg R + 5.

Здесь М есть так называемая абсолютная звездная величина. Это величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на некотором стандартном расстоянии, которое принимают равным 10 пк.

Мы с полным основанием полагаем, что эта формула справедлива и для далеких звезд. Но как ею воспользоваться для определения расстояния до звезды? Вот на этом-то самом интересном вопросе мы, к сожалению, и не можем остановиться подробнее: не хватает места в нашей маленькой книге. Оказывается, что для некоторой категории звезд удается построить график, который показывает как меняется отношение интенсивностей определенных пар линий звездного спектра в функции величины М. Ну, а интенсивности спектральных линий астрономы измерять умеют.

Для некоторых звезд, которые периодически меняют свой блеск (они принадлежат к классу так называемых цефеид), показано, что светимость, т. е. величина светового потока, заключенного в единице телесного угла (может относиться как к области спектра, так и к суммарному излучению), плавно возрастает с увеличением периода. Светимость, разумеется, строго связана с величиной М. Для этих переменных звезд их расстояние до наблюдателя устанавливается со значительной точностью.

А вот еще одна идея, которой можно воспользоваться для измерения «масштаба» Вселенной.

Звезды Вселенной не разбросаны во Вселенной как попало. На непредставимо огромных расстояниях от нас расположены различные звездные скопления? Они движутся по отношению к Солнечной системе самым разным образом. Это движение помогает нам определить расстояния до звездных скоплений. На помощь приходит эффект Доплера.

Формулы, которые мы рассматривали в 3-й книге, справедливы для любых колебаний. Поэтому частоты спектральных линий, наблюдаемые в спектре звезды, позволяют определить скорость ее движения в направлении от Земли или к ней. Так как с в формуле

есть скорость света 300 000 км/с, то понятно, что движение звезды должно быть достаточно быстрым, а спектрограф должен быть весьма высокого качества для того, чтобы мы обнаружили смещение спектральных линии.