Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Из этих измерений впервые возникла надежная абсолютная шкала межзвездных расстояний. Оказалось, что ближайшая из звезд находится на расстоянии, которое свет преодолевает за 4,28 года (это так называемая Проксима Центавра с параллаксом 0,762, относящаяся к тройной системе Центавра).

Зная расстояния, можно было вводить абсолютные звездные величины, определяемые как блеск звезды, отнесенной от наблюдателя ровно на 10 парсеков:

М = m + 5–5 lg R, где расстояние R дано в парсеках.

Из сопоставления разных звезд вытекало, что Солнце ничем особым не выделяется даже среди ближайших соседей. Его светимость в 3 раза больше, чем у? Центавра, но, например, светимость Сириуса в 22 раза превосходит солнечную.

К сожалению, метод тригонометрических параллаксов работает до расстояний порядка 30 парсеков, поскольку надежные измерения параллакса отдельной звезды можно вести с точностью, не превышающей 0,03. Далее необходимо учитывать параллаксы, относящиеся к звездным скоплениям, — это дает достаточно надежные результаты для расстояний в 10–20 раз больших.

Следующее расширение масштаба связано с переходом к расстояниям порядка размера Галактики (20–30 килопарсеков), а также к межгалактическим расстояниям в миллионы и десятки миллионов парсеков и космологическим миллиарды парсеков. И здесь потребовались новые приемы измерения.

Необходимость смены методов при переходе к иным масштабам не должна вызывать удивление. Нельзя, пользуясь одной и той же метровой линейкой, одинаково хорошо измерять объем комнаты, молекулы и галактики. Каждая область требует своего подхода — важна лишь стыковка с исходным метром. Поэтому естественно, что метод тригонометрических параллаксов, хорошо приспособленный для определения размеров в ограниченной околоземной окрестности — от Луны до не слишком далеких звезд, перестает работать там, где угловые измерения становятся ненадежны[82]. Основную роль начинают играть иные стандарты — звезды с хорошо выраженной зависимостью между периодом пульсаций и светимостью (цефеиды) и, наконец, самые общие свойства источников излучения (допплер-эффект). На этих методах мы немного остановимся в следующих разделах — они оказались ключом к открытию крупнейших космических структур.

Что же касается звезд — здесь астрономы шаг за шагом изыскивали возможности определения важнейших параметров.

Не так уж хитро, хотя и крайне ограниченно, удавалось измерять массы. В этой задаче срабатывали те же методы, которые были найдены при исследовании планет Солнечной системы. Если для двойной звезды удавалось оценить орбиту каждой компоненты и период обращения, то дальше включались обычные математические методы небесной механики, и массы вычислялись из системы уравнений. Другое дело, что ситуация, когда известно расстояние до двойной звезды, и ее компоненты достаточно разнесены для четкого выделения орбитального движения, встречается весьма редко. В большинстве случаев приходится прибегать к косвенным методам, дающим очень приближенные оценки. К сожалению, до сих пор вообще не существует прямого метода определения массы одинокой звезды — здесь приходится давать чисто аналоговую оценку, сопоставляя объект со звездами того же цвета и спектрального класса.

Немалые трудности встретились и при измерении звездных радиусов. Лишь для близких звезд можно напрямую определить угловой размер диска, причем основано это на весьма тонких оптических методах. В 1890 году американский физик-экспериментатор Альберт Абрахам Майкельсон (1852–1931) предложил использовать для астрономических целей интерферометр. Идея сводилась к следующему. Свет от точечного источника, проходя сквозь пару щелей, создает на расположенном сзади экране характерную интерференционную картину красивый узор из ярких и темных линий. Однако если источник обладает неисчезающим угловым размером, то при определенном расстоянии между щелями эта картина разрушается. Зная это расстояние и длину волны света, можно оценить и угловой диаметр звезды, после чего, используя известное расстояние до звезды и простые правила тригонометрии, найти ее радиус.

Другая возможность существует для затменных двойных звезд. Если удается определить орбитальные скорости компонент, то радиусы неплохо оцениваются просто по длительности затмений. Удобство метода кроется в том, что радиусы иногда измеряются даже без предварительного выяснения расстояния до звезды. Наконец, в связи с развитием теории теплового излучения появился еще один очень общий, хотя и не слишком точный, метод расчета радиусов — по известной светимости и эффективной температуре звезды оценивалась площадь ее поверхности.

Хотя масса и радиус, бесспорно, очень важные характеристики звезды, центральной в наблюдательном отношении характеристикой является ее энергетическая активность. Главное, что можно извлечь из наблюдений, — это количество и качество звездного излучения, то есть светимость звезды и ее спектральный тип.