РАССТОЯНИЯ И БЛЕСК ЗВЕЗД

У любого человека, заинтересовавшегося физической природой звезд, немедленно возникают четыре очевидных вопроса, а именно: насколько далеки от нас звезды, сколь опп ярки, как велики и насколько тяжелы.

Рис. 4. Измерение расстояния до недостижимой точки.

в —от одной стороны озера до другой; б —от Земли до звезды.

орбиты Земли вокруг Солнца. Когда Земля находится в точке А, звезда видна в направлении АС, спустя шесть месяцев Земля находится в точке В и направление на звезду теперь будет ВС. Половинный угол этого смещения, т. е. угол BCD или ACD, называется параллаксом звезды. Очевидно, величина сдвига зависит от близости звезды: для более далеких звезд он будет меньше. (На самом деле звезда движется относительно Солнца по прямой; чтобы определить и параллакс, и движение звезды перпендикулярно лучу зрения, необходимы дополнительные наблюдения.)

Единицей звездного параллакса служит 1 секунда дуги (1/3600 градуса), которая примерно равна углу, под которым видна копеечная монетка с расстояния 4 км. Конечно, такой малый угол нельзя различить невооруженным глазом, но новейшие телескопы позволяют измерять с достаточной точностью параллаксы в 0,01".

В астрономии используют еще две единицы расстояния — астрономическую единицу и парсек. Для выражения расстояний, промежуточных между километром и световым годом, обычно пользуются радиусом земной орбиты, который называют астрономической единицей (сокращенно а. е.). Эту единицу не следует смешивать с ангстремом (сокращенно А), единицей, используемой для выражения длин световых волн. Парсек — это расстояние до звезды, параллакс которой равен l", он равен 206 265 а. е., или 3,26 св. года. Поскольку параллакс обратно пропорционален расстоянию, то расстояние в парсеках есть просто величина, обратная параллаксу в угловых секундах. Таким образом, звезда, находящаяся на расстоянии 10 парсек, или 32,6 св. года, имеет параллакс 0,1", звезда с расстоянием 100 пс, или 326 св. лет, имеет параллакс 0,01" и т. д.

Геодезический метод измерения параллаксов пригоден не для всех звезд, а лишь для самых близких, так как углы меньше 0,01" нельзя измерять с необходимой точностью. К счастью, астрономы придумали способы оценки расстояний и для более далеких звезд.

Наоборот, если расстояние до звезды определено, то можно, зная ее видимый блеск, рассчитать ее истинный блеск. Начало существующей практике выражать видимый блеск звезды — какой она непосредственно видна на небе — в звездных величинах было положено 2000 лет назад, когда астрономы древности разделили все звезды на шесть групп от первой (самые яркие) до шестой звездной величины; к последним были причислены звезды, едва видимые невооруженным глазом. В прошлом столетии шкала звездных величин была установлена так, что блеск

звезды первой величины ровно в 100 раз больше блеска звезды шестной величины. Шкала меняется как геометрическая прогрессия, т. е. отношение, соответствующее изменению блеска на одну звездную величину, есть величина постоянная. Таким образом, звезда первой величины (1™) в 2,512 раза ярче звезды второй величины (2™), которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды третьей величины (3™) и т.

Звездные величины можно измерять глазом или при помощи других чувствительных к свету инструментов, например фотографической пластинки или фотоэлемента с нужными светофильтрами. Путем использования различных фильтров можно измерить цвет звезды. Визуальные (т. е. видимые глазом) звездные величины, измеренные первыми наблюдателями, были заменены фотоэлектрическими звездными величинами, измеренными с желтым фильтром, их обозначают буквой V. Если же мы хотим охарактеризовать видимый блеск звезды с учетом всего испускаемого ею излучения — инфракрасного, красного, зеленого, голубого, фиолетового и ультрафиолетового (гл. 2), — мы пользуемся болометрической звездной величиной. Это — звездная величина, полученная с учетом блеска и температуры звезды, она будет наблюдаемой величиной только в том случае, если блеск звезды измеряется за пределами земной атмосферы. Как у очень холодных, так и у очень горячих звезд болометрическая величина намного больше визуальной, так как большая часть их энергии испускается в виде радиации, не видимой глазом.

Если бы все звезды были одинаково далеки от нас (т. е. от Солнца), их видимые звездные величины соответствовали бы их истинным относительным светимостям. На практике мы определяем собственную светимость звезды по ее так называемой абсолютной звездной величине; последняя равна видимой величине, которую звезда имела бы на стандартном расстоянии 10 парсек = 32,6 св.

Солнца равна +4,84т (согласно Крону и Стеббинсу, см. приложение III); это значит, что если бы Солнце отстояло от нас на расстоянии 10 парсек, его можно было бы без усилий наблюдать в ясную безлунную ночь. Звезда Арктур, расстояние до которой составляет около 33 св. лет, смотрелась бы примерно так же, как и сейчас. Блеск Сириуса был бы в 14 раз слабее, и Сириус уже не был бы выдающейся звездой на небе. Зато звезда Ригель в созвездии Ориона, светимость которой в 5000 раз больше Солнца, затмила бы любое светило нашего неба, за исключением Луны.

Большая часть того, что мы знаем о Вселенной, было открыто путем регистрации и измерения излучения оптическими методами, г. е. устройствами, в которых используются обычные линзы или зеркала. Однако за последние годы стало известно, что звезды, облака газа и галактики наряду со светом и теплом испускают также и радиоволны. Для приема радиоволн радиоастрономы используют большие антенны различной формы, в том числе параболические чаши, которые напоминают обычные оптические телескопы; правда, радиотелескопы, как правило, имеют гораздо большие размеры. Типичный радиотелескоп имеет диаметр около 25 м, а диаметр наибольшего подвижного радиотелескопа в Манчестере (Англия) равен 77 м, хотя самым эффективным, вероятно, является 65-метровый параболоид в Парксе (Австралия). Увиденное «глазом» радиотелескопа небо выглядит совершенно иначе, чем в видимом свете. Большая часть радиоизлучения приходит к нам не от отдельных звезд, а от облаков газа; поэтому место привычных созвездий, которые не видимы в радиотелескоп, занимают различные источники космического радиоизлучения, имеющие совершенно другое расположение на небе.