О том, чего мы не можем знать. Путешествие к рубежам знаний - читать онлайн книгу. Автор: Маркус Дю Сотой cтр.№ 56

Более того, то обстоятельство, что для пересечения пространства свету требуется определенное время, означает, что, когда мы смотрим во Вселенную, мы смотрим в прошлое. Солнце изображается на фотографии неба таким, каким оно было 8 минут и 20 секунд назад, ближайшая звезда – четыре года назад, а наиболее удаленные галактики – миллиарды лет назад. Возможно, в какой-нибудь далекой галактике в сторону Земли обращены сейчас телескопы, в которые видно вымирание динозавров, произошедшее около 66 миллионов лет назад.

Скорость света стала использоваться астрономами для измерения гигантских космических расстояний. Когда астроном говорит о чем-то, находящемся на расстоянии одного светового года, это значит, что свет может дойти до нас из этой точки за один год.

Когда я смотрю на свою настольную небесную сферу, мне кажется смешным, что древние греки считали звезды нарисованными на огромном сферическом небесном своде, окружающем Вселенную и окруженном пустотой. Но у них не было оснований думать иначе. Расстояния от Земли до звезд так велики, что невооруженному глазу все звезды кажутся просто очень далекими. Астрономы древности не имели никаких средств измерения глубины космоса. Однако изобретение телескопа несколько приблизило к нам эти звезды – настолько, что современные астрономы смогли увидеть, что не все они находятся на одинаковом расстоянии от Земли.

Если одна из звезд находится ближе к нам, чем другая, то существует возможность это установить. Хотя мы и прикованы к поверхности Земли, по крайней мере сама Земля движется относительно звезд, отчего мы можем смотреть на космос из разных точек. Это-то и дало нам возможность начать отклеивать некоторые из звезд от поверхности небесного свода и придавать Вселенной глубину.

Вытяните перед собой палец и посмотрите в окно, двигая головой из стороны в сторону. Вы заметите, что предметы, расположенные ближе к вам, – например ваш собственный палец – смещаются на большее расстояние, чем объекты более удаленные. Этот эффект называют параллаксом. Астрономы используют его в своих наблюдениях за звездами. Сравнивая положения звезд летом с их положениями зимой, они могут определить, какие из них находятся ближе к Земле.

Собственно говоря, Гершель открыл свою новую планету, Уран, именно пытаясь определить этот так называемый звездный параллакс. Различия в положениях звезд чрезвычайно малы, и для выявления такого сдвига необходимы телескопы достаточной точности. Первые успешные измерения были произведены только в 1830-х гг., когда немецкий астроном и математик Фридрих Бессель зарегистрировал первое точное наблюдение звездного параллакса. Чтобы применить эту технику к близлежащим звездам, астроном должен предположить, что удаленные звезды, по существу, находятся на единой небесной стене, охватывающей Вселенную, – приблизительно в соответствии с древнегреческой моделью. Дело в том, что в контексте задачи определения параллакса близлежащих звезд наиболее удаленные звезды кажутся неподвижными и их можно использовать в качестве фона, на котором выявляют движение звезд не столь удаленных.

Бессель сравнил летнее и зимнее положения звезды под названием 61 Лебедя, построил треугольник, образованный этой звездой и двумя соответствующими точками орбиты Земли, и рассчитал углы этого треугольника. Затем, используя известное расстояние от Земли до Солнца и математические методы тригонометрии, астрономы смогли получить первую оценку расстояния между ближайшими звездами и Землей. В соответствии с вычислениями Бесселя звезда 61 Лебедя находится в 660 000 раз дальше от Земли, чем Солнце. Ошибка его расчетов составила около 10 %. По современным данным, расстояние до 61 Лебедя в 721 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца и составляет 11,41 светового года. Но результаты, полученные Бесселем, были достаточно близки к истине, чтобы дать первое представление о глубине космоса.

Впоследствии были произведены расчеты положения еще более близких звезд. Ближайшая из известных нам звезд была замечена только в 1915 г. шотландским астрономом Робертом Иннесом. Свет Проксимы Центавра слишком слаб, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, что и было причиной столь позднего ее обнаружения. Однако вычисления ее параллакса показали, что эта звезда находится на расстоянии, превышающем расстояние от Земли до Солнца в 268 326 раз, то есть равном 4,24 светового года.

Метод звездного параллакса позволил начать отцеплять некоторые из звезд от моей небесной сферы и приближать их к Земле. Если звезда находится менее чем в 400 световых лет от нас, этот метод работает. Но в большинстве своем звезды по-прежнему казались такими же далекими, как если бы они были приклеены к моей бумажной модели. Следующий большой шаг к краю Вселенной был сделан благодаря анализу длин волн света, доходящего до нас от этих звезд.

Чем дальше от нас находится звезда, тем менее ярким кажется ее свет. Но использование этого критерия для определения расстояния до звезды связано с одной проблемой. Как узнать, смотрим ли мы на яркую, но удаленную звезду, подобную 61 Лебедя, которую можно увидеть невооруженным глазом, или на звезду более тусклую, но и более близкую, подобную Проксиме Центавра? Видимую яркость определяет сочетание действительной яркости и расстояния от данной звезды до Земли. Как же астрономы могут использовать яркость для определения расстояний? Оказывается, что цвет света, испускаемого звездой, во многих случаях дает достаточно информации для выяснения, насколько яркой она должна быть, и, измерив ее видимую яркость, мы можем определить, на каком расстоянии находится эта звезда.

Измеряя характеристики света, доходящего от звезд, и анализируя его частоты, ученые обнаружили отсутствие некоторых характерных частот. Свет, имеющий такие частоты, поглощается определенными атомами в составе звезды. Этот метод стал ключевым доводом, опровергшим знаменитое заявление Конта о том, что мы никогда не сможем узнать химический состав звезд. Но его также можно использовать и для вычисления яркости звезды. Рассмотрев близлежащие звезды, удаленность и, следовательно, действительная яркость которых была известна, астрономы обнаружили непосредственную связь между частотами, поглощаемыми звездой, и яркостью ее свечения.

Из этого открытия следовало, что недостающие в спектре света звезды частоты можно использовать в качестве меры ее абсолютной светимости. Теперь астрономы могли изучать звезды, расположенные слишком далеко для применения метода параллакса. Определив их недостающие частоты и видимую светимость, можно было определить, на каком расстоянии от нас такие звезды находятся. Это дало астрономам гораздо более ясное представление об истинной глубине космоса.

Однако наилучший способ измерения расстояний во Вселенной был получен от весьма особой пульсирующей звезды. Звезды, называемые цефеидами, мерцают, и в 1912 г. американский астроном Генриетта Ливитт открыла, как такие мерцающие звезды можно использовать для ориентации во Вселенной. В это время она работала в обсерватории Гарвардского университета, но не астрономом, а «вычислителем» – она извлекала данные из фотопластинок и получала за эту работу 30 центов в час. К работе на телескопах женщин не допускали. Ей поручили проанализировать звезды, яркость которых в течение некоторого временного промежутка увеличивалась и уменьшалась. Ливитт стало интересно, существует ли какая-либо закономерность в пульсации этих звезд, и она сосредоточила свое внимание на группе звезд, которые были расположены в Малом Магеллановом Облаке, а потому, как предполагалось, находились на приблизительно одинаковых расстояниях от Земли.