Занимательная астрономия

Нетрудно рассчитать, что самая мелкая подробность, какую можно различить на расстоянии Луны в телескоп, увеличивающий в 1000 раз, имеет в поперечнике ПО м, а на расстоянии Солнца – 40 км. Но если тот же расчет сделать для ближайшей звезды, то получим огромную величину – 12 000 000 км.

Поперечник нашего Солнца меньше этой величины в 8½ раз. Значит, перенесенное на расстояние ближайшей звезды, Солнце наше должно казаться точкой даже в телескоп с 1000-кратным увеличением. Ближайшая звезда должна обладать объемом, в 600 раз большим Солнца, чтобы сильные телескопы могли показать ее диск. На расстоянии Сириуса звезда должна для этого быть больше Солнца по объему в 5000 раз. Так как большинство звезд расположено гораздо дальше сейчас упомянутых, а размеры их в среднем не превышают в такой степени размеров Солнца, то звезды и в сильные телескопы представляются нам точками.

«Ни одна звезда на небе, – говорит Джине, – не имеет большего углового размера, чем булавочная головка с расстояния в 10 км, и нет еще такого телескопа, в который предмет столь малых размеров был бы виден, как диск». Напротив, крупные небесные тела, входящие в состав нашей солнечной системы показывают при наблюдении в телескоп свои диски тем крупнее, чем больше увеличение. Но, как мы уже имели случай упомянуть, астроном встречается здесь с другим неудобством: вместе с увеличением изображения ослабевает его яркость (вследствие распределения потока лучей на большую поверхность), слабая же яркость затрудняет различение подробностей. Потому при наблюдении планет и особенно комет приходится пользоваться лишь умеренными увеличениями телескопа.

Читатель, пожалуй, задаст вопрос: если телескоп не увеличивает звезд, то зачем же употребляют его при их наблюдении?

После сказанного в предыдущих статьях едва ли нужно долго останавливаться на ответе. Телескоп бессилен увеличивать видимые размеры звезд, но он усиливает их яркость, а следовательно, умножает число звезд, доступных зрению.

Второе, что достигается благодаря телескопу, это разделение тех звезд, которые представляются невооруженному глазу сливающимися в одну. Телескоп не может увеличивать видимого поперечника звезд, но увеличивает видимоерасстояние между ними. Поэтому телескоп открывает нам двойные, тройные и еще более сложные звезды там, где невооруженный глаз видит одиночную звезду. Звездные скопления, для простого глаза сливающиеся за дальностью расстояния в туманное пятнышко, а в большинстве случаев и вовсе невидимые, рассыпаются в поле телескопа на многие тысячи отдельных звезд.

И, наконец, третья услуга телескопа при изучении мира звезд состоит в том, что он дает возможность измерять углы с поразительной точностью: на фотографиях, полученных с современными большими телескопами, астрономы измеряют углы величиной в О",01. Под таким углом усматривается копейка с расстояния 300 км или человеческий волос с расстояния 100 м!

Как измерили поперечники звезд?

В самый сильный телескоп, как мы сейчас объяснили, нельзя увидеть поперечники неподвижных звезд. До недавнего времени все соображения о том, каковы размеры звезд, были только догадками. Допускали, что каждая звезда в среднем примерно такой же величины, как наше Солнце, но ничем не могли подкрепить этой догадки. И так как для различения звездных диаметров необходимы более мощные телескопы, чем самые сильные телескопы нашего времени, то задача определения истинных диаметров звезд казалась неразрешимой.

Так обстояло дело до 1920 г., когда новые приемы и орудия исследования открыли астрономам путь к измерению истинных размеров звезд.

Этим новейшим достижением астрономия обязана своей верной союзнице – физике, не раз оказывавшей ей самые ценные услуги.

Мы сейчас изложим сущность способа, основанного на явлении интерференции света.

Чтобы уяснить принцип, на котором основан этот метод измерений, произведем опыт, требующий несложных средств: небольшого телескопа, дающего увеличение в 30 раз, и находящегося на расстоянии 10—5 м от него яркого источника света, загороженного экраном с очень узкой (несколько десятых долей миллиметра) вертикальной щелью. Объектив закроем непрозрачной крышкой с двумя круглыми отверстиями около 3 мм в диаметре, расположенными симметрично относительно центра объектива на расстоянии 15 мм друг от друга (рис. 72). Без крышки щель в телескоп имеет вид узкой полосы со значительно более слабыми полосками по бокам. При наблюдении же с крышкой центральная яркая полоса представляется исчерченной вертикальными темными полосами. Эти полосы появились как следствие взаимодействия (интерференции) двух световых пучков, прошедших сквозь два отверстия в крышке объектива. Если закрыть одно из отверстий, – полоски исчезнут.

Рис. 72. Схема установки, поясняющей устройство прибора интерферометра для измерения угловых диаметров звезд (подробности в тексте)