Йэн Стюарт - Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

На пути определения космических расстояний этим методом можно сделать еще один шаг. Мы можем воспользоваться орбитой Земли как базой и определить таким образом расстояние до какой-либо звезды. Земля за полгода проходит половину своей орбиты. Астрономы определяют параллакс звезды как половину угла между двумя лучами зрения на эту звезду, проведенными с противоположных концов орбиты Земли [63] То есть в качестве базиса берут не диаметр земной орбиты, а радиус — астрономическую единицу. — Прим. ред. . Расстояние до звезды обратно пропорционально ее параллаксу, причем параллакс в одну угловую секунду соответствует приблизительно 3,26 световым годам. Эта единица расстояния называется парсек ( пар аллакс сек унда), и многие астрономы предпочитают ее световому году [64] По построению радиус земной орбиты виден под углом в 1″ с расстояния 206 265 а.е. Для того чтобы выразить парсек в световых годах, нужно дополнительно знать время, за которое свет проходит от Солнца до Земли. — Прим. ред. .

Еще в 1729 году Джеймс Брэдли пытался измерить параллакс одной из звезд, но его приборы не обладали для этого достаточной точностью. В 1838 году Фридрих Бессель воспользовался одним из гелиометров Фраунгофера — телескопом новой, весьма продвинутой конструкции появившимся уже после смерти Фраунгофера, — для наблюдения звезды 61 Лебедя. Он измерил ее параллакс, равный 0,31 угловой секунде (это сравнимо с углом, под которым виден теннисный мячик с расстояния 50 километров), и определил расстояние до этой звезды как 10,4 светового года, что очень близко к современному значению. Это расстояние — 100 триллионов километров — наглядно показывает, каким крошечным выглядит наш мир в сравнении с окружающей его Вселенной.

Но уменьшение масштабов человечества на этом не закончилось. Большинство звезд, даже в нашей собственной Галактике, не показывают измеримого параллакса, из чего следует, что они находятся от нас намного дальше, чем 61 Лебедя. Но если параллакс не удается зарегистрировать и измерить, метод триангуляции перестает работать. Конечно, космические аппараты могли бы обеспечить нам базис и подлиннее, но не на несколько порядков — а именно такая базовая линия потребовалась бы для измерения расстояния до галактик и далеких звезд. Астрономам, чтобы продолжить подъем по лестнице космических расстояний, необходимо было придумать что-то принципиально новое.

Работать приходится с тем, что есть под рукой. Единственное свойство звезды, которое всегда можно увидеть и измерить, — ее блеск, или видимая яркость. Эта характеристика звезды зависит от двух факторов: от ее реальной яркости — светимости — и от расстояния до нее. Яркость, подобно гравитации, уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Если звезда с той же светимостью, что и 61 Лебедя, имеет видимую яркость в девять раз ниже, то расстояние до нее должно быть втрое больше.

К несчастью, светимость зависит от типа звезды и ее размера, от того, какие именно в ней идут ядерные реакции. Чтобы метод определения расстояния по видимому блеску работал, нам обязательно нужна «стандартная свеча», или эталонный источник света, — тип звезд, светимость которых известна или может быть определена вне зависимости от расстояния до звезды. Именно эту проблему удалось решить Ливитт. В 1920-е годы она работала у Пикеринга в роли расчетчика — этакого человека-компьютера, в скучные обязанности которого входило измерение и каталогизация светимостей звезд в собрании фотопластинок астрономической обсерватории Гарвардского колледжа.

Светимость большинства звезд не меняется во времени, но бывают и переменные звезды, вызывающие к себе, естественно, особый интерес астрономов: их видимая яркость возрастает и падает в правильном периодическом цикле. Ливитт провела специальное исследование переменных звезд. Звезды могут быть переменными по двум основным причинам. Многие звезды являются двойными — два светила обращаются вокруг общего центра масс. Если Земля по случайному совпадению располагается в плоскости их орбит, то эти звезды время от времени — через регулярные промежутки — проходят одна перед другой. Когда это происходит, получается, по существу, затмение: одна звезда заслоняет собой другую и на время блокирует ее свет. Такие «затменные двойные звезды» являются переменными, а распознать их можно по тому, как меняется наблюдаемая яркость: короткие провалы на общем стабильном фоне. Эти звезды не могут служить эталонами светимости.