Александр Потупа - Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

• Название: Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее
• Автор: Александр Потупа
• Издательство: Юнацтва
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 1991
• ISBN: 5-7880-0325-3

На основе обширных данных из астрономии, астрологии, географии, физики, математики, химии, биологии, истории, археологии и других наук автор рассказывает о строении Вселенной, истории человечества, о планетах Солнечной системы и Галактике, о звездах и их эволюции, о возможностях существования внеземных цивилизаций, о перспективах космических исследований, об идее контакта с инопланетянами.

---

Этот эффект, довольно легко наблюдаемый в акустике, трудно уловить в оптике, если скорость источника существенно меньше скорости света. Но именно так обстоит дело со звездами.

Лишь в 1868 году оптический допплер-эффект был обнаружен английским астрономом Уильямом Хэггинсом (1824–1910), изучавшим спектр Сириуса в своей частной обсерватории. Спектральные линии стали для Хэггинса своеобразными метками — именно их небольшое смещение позволило оценить скорость Сириуса[78]. Впоследствии для самых далеких объектов удалось связать между собой задачи определения скоростей и расстояний до них, и допплер-эффект стал надежным космологическим методом.

Стоит добавить, что пионерские работы по астроспектроскопии (Кирхгоф, Бунзен, Хэггинс и другие) проводились без применения фотографии. Дело такого рода в смысле объема и качества полученного материала — истинный подвиг.

В истории внедрения спектрального анализа в астрономические исследования ясно чувствуется глубочайшая взаимосвязь в развитии различных областей познания. В сущности, излагая эволюцию астрофизических концепций, следовало бы параллельно давать картину развития наших представлений о веществе вдоль тех же исторических и философских вех… Скажем, возрождение атомизма связано с философией французского математика и теолога Пьера Гассенди (1592–1655), отделившего пространство и время от Бога и указавшего на внутренне присущие атомам свойства взаимодействия. Его концепции оказали огромное влияние на Ньютона и многих других английских физиков и философов. Это видно и в идее планет как центров тяготения, и в идее корпускул света. Наконец, это предопределило ньютоновскую модель абсолютного пространства-вместилища, а впоследствии и необходимость преодоления этой модели.

На протяжении нескольких столетий на небо обрушились все лучшие достижения физики, полученные в земных лабораториях. Этот процесс привел к совершенно новому взгляду на Вселенную, подготовил почву для резкого взлета в ее постижении, произошедшего уже в нашем веке. Этот прогресс воистину поразителен, если сопоставить видение Космоса как главным образом духовной категории, скажем, в «Божественной комедии» у Данте с сугубо материалистическим его восприятием на рубеже 19–20 веков, когда едва ли не все принципиальные проблемы представлялись решенными или, во всяком случае, не слишком сложными.

Открытие звезд

В период становления научной астрономии звездам не очень повезло. С 15 и до середины 19 столетия главное внимание уделялось планетам Солнечной системы. В мире звезд велась в основном предварительная регистрационная работа.

Росла мощность телескопов, и вместе с этим лавинообразно нарастало количество вновь открываемых звезд. Это и неудивительно — невооруженным глазом можно видеть звезды до 6-й величины включительно, а их на всем небе около 4800. Зато в интервале до 10-звездной величины их уже 350 тысяч, а до 20-й величины — миллиард. Так что астрономия столкнулась со своеобразным информационным взрывом.

Однако коллекция в миллион бабочек еще не творит биологии.

Звезд было много, но об их природе к середине 19-го века высказывались лишь очень смутные догадки. Астрономы не слишком ясно представляли себе даже расстояния, на которых расположены эти звезды… Разумеется, после работы Галлея никто не считал, что они принадлежат какой-то неподвижной хрустальной сфере, но и сколь-нибудь ясной картины, напоминающей великолепное полотно Солнечной системы образца Ньютона — Лапласа, не существовало.

Все сдвинулось с места, когда исследователи научились уверенно выделять какие-то особые типы звезд, и по этим особенностям, как по ступенькам, карабкаться к пониманию основных звездных характеристик расстояний, размеров, масс, светимостей, цвета, возраста, строения.

Исходный прорыв наметился как раз в связи с древней проблемой расстояний. Если в античные времена (и вплоть до Коперника) считалось более или менее очевидным, что звезды всех 6 величин находятся на одинаковом расстоянии от Земли, то последовавший разгром хрустальной сферы привел к противоположному крену — долгое время общественное мнение склонялось к тому, что истинная яркость звезд того же порядка, что и у Солнца, а наблюдаемая яркость целиком зависит от их удаленности. Эта вполне научная гипотеза приводила, в конечном счете, ко многим ошибочным выводам — ведь светимость большинства ярких звезд на самом деле значительно превышает светимость Солнца. Поэтому лишь решение проблемы расстояний открывало дорогу к физической классификации звезд.

Необходимы были прямые и очень точные измерения звездных параллаксов. Они стали активно проводиться уже на рубеже 18–19 веков, но долгое время из-за больших ошибок параллаксы сильно завышались, и расстояния до звезд оказывались неправдоподобно малыми.

Достаточно точные результаты появились почти одновременно и совершенно независимо при изучении трех ярких звезд.

Первый результат, по-видимому, получил директор Дерптской обсерватории Василий Яковлевич Струве[79] (1793–1864), определивший параллакс Веги (α Лиры) в 1837 году. Это была прецизионная работа — параллакс оказался немногим больше десятой доли угловой секунды (современное значение 0,123).

Заметно большие параллаксы были получены в 1838 году немецким астрономом Фридрихом Вильгельмом Бесселем (1784–1846) для 61 Лебедя и английским астрономом Томасом Гендерсоном (1798–1844), наблюдавшим в Южной Африке? Центавра[80].

Вега и α Центавра — четвертая и пятая среди самых ярких звезд, а 61 Лебедя — очень быстрая звезда, чье собственное движение можно зарегистрировать невооруженным глазом (5,22 в год)[81]. Это и давало предварительные основания числить данные звезды среди ближайших к Солнцу.

Бессель первым сообщил о своем открытии, но, как и Гендерсон, опубликовал его в 1839 году, а Струве — даже в 1840 г.

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.