Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Звезды, видимые нами на ночном небе, входят в состав нашей Галактики. Типичные расстояния между звездами в солнечной окрестности измеряются световыми годами. Многие звезды входят в состав кратных систем. Самым простым примером являются двойные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, но есть связанные системы из трех, четырех и даже шести звезд.

Эволюция звезды в первую очередь связана с характером протекания термоядерных реакций в их недрах. Он зависит в основном от массы звезды. На втором месте стоит химический состав, от которого также зависят многие параметры, но состав молодых звезд варьируется в не слишком больших пределах: примерно на 70–75 % звезды состоят из водорода и на 25–28 % из гелия, на долю более тяжелых элементов обычно приходится менее 2 % массы.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Для самых тяжелых объектов это время составляет около миллиона лет. Для самых легких – многие десятки миллиардов. В конце своей жизни звезды в основном превращаются в компактные объекты: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Образование нейтронных звезд (и в некоторых случаях черных дыр) сопровождается вспышкой сверхновой.

Проблема измерения расстояний до звезд играла важную роль в истории астрономии. Если исходить из гипотезы о том, что звезды – это далекие солнца, то можно сразу получить неплохую оценку: самые близкие находятся примерно в сотни тысяч раз дальше нашего светила, так как выглядят примерно в 10¹¹ раз слабее [2] Заметим, что непосредственное измерение разницы в блеске Солнца и звезд – крайне непростая задача. . Однако с консервативной точки зрения ситуация обратная: необходимо измерить расстояния до звезд, и если окажется, что расстояния до видимых невооруженным глазом источников примерно в миллион раз больше астрономической единицы, то это будет прямым и надежным аргументом в пользу того, что это солнцеподобные объекты и Солнце – звезда.

Видимые глазом звезды примерно в 1011–1013 раз слабее Солнца.

Проблема состоит в технической сложности измерения расстояний до столь далеких объектов. Еще сотни лет назад астрономы поняли, что вращение Земли вокруг Солнца дает возможность определить расстояния до звезд. Если мы выберем какую-нибудь близкую (например, яркую) звезду и проведем ее наблюдения 22 марта, а потом повторим их 22 сентября, то получим два сеанса наблюдений из примерно противоположных точек земной орбиты, отстоящих друг от друга почти на 300 млн км. Видимое положение звезды сместится относительно более далеких звезд (как смещается видимое положение близких предметов, если мы смотрим на них то одним, то другим глазом). Такое смещение называют параллактическим, а саму величину угла – параллаксом (в измерении расстояний обычно используют половину угла смещения, т.e. тот угол, под которым со звезды была бы видна большая полуось земной орбиты, это так называемый годичный параллакс данной звезды). Измерение параллактического смещения позволило бы не только измерить расстояния до звезд, но и напрямую доказать вращение Земли вокруг Солнца. Но насколько велико это смещение?

Если звезды похожи на Солнце, то минимальное расстояние до них – несколько световых лет, а ожидаемое смещение составит всего лишь около одной угловой секунды (1'' = 1/3600 градуса). Такие углы невозможно было измерить не только до изобретения телескопа, но и еще на протяжении двух столетий. Лишь в 1830-е гг. сразу трое ученых в разных странах сумели это сделать.

Самый точный метод измерения расстояний до звезд – параллактический.

Британский астроном Томас Хендерсон (Thomas Henderson), работавший в Южной Африке, выбрал для наблюдений самую, как оказалось, близкую из ярких звезд – альфу Центавра. В 1833 г. он провел наблюдения и получил значение параллакса примерно равным 1'', а расстояние до звезды, соответственно, около трех световых лет. Однако сам он полагал, что его измерения недостаточно точны, и опубликовал свои результаты лишь в 1839 г. Василий Струве (Friedrich Struve) наблюдал из Тарту одну из ярчайших звезд, видимых в Европе, – Вегу. В 1837 г. он опубликовал первые результаты, но, как ему показалось, не достиг достаточной точности и поэтому продолжил наблюдения, представив новые данные в 1839 г. Фридрих Бессель (Friedrich Bessel), работавший в Кёнигсберге, не стал выбирать яркий объект, а взял звезду 61 Лебедя, обладающую большим собственным движением, – и не прогадал. В 1838 г. он опубликовал достаточно точные результаты: параллакс оказался равным примерно 0,3'', т.e. звезда находится на расстоянии около 10 световых лет.