100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд - [85]

Рис. А.1. Спектр звезды 41 Лебедя, полученный Вальтраутом Зайтером из Мюнстерского университета. Фиолетовый конец спектра слева, красный — справа; частота излучения соответственно уменьшается слева направо. Темные линии соответствуют линиям поглощения различных атомов. Две примерно одинаковые линии слева от центра, обозначенные Н и К, принадлежат атому кальция. Эти же линии можно видеть на рис. А.2.

Свет-это электромагнитная волна. В любой точке пространства, через которую проходит световой луч, напряженность электрического поля совершает периодические колебания. Максимум и минимум напряженности бегут в пространстве со скоростью света. Если источник излучает свет определенной частоты, то мы будем принимать его в точности на этой частоте лишь в том случае, когда расстояние между источником и приемником не изменяется. Если же источник движется по направлению к нам, то каждый следующий максимум проходит немного меньший путь, чем предыдущий. Поэтому волновые максимумы приходят к нам чуть чаще, чем их посылает источник. Свет от источника, движущегося по направлению к нам, кажется немного более высокочастотным (т. е. более «голубым»), чем свет от того же источника, когда он неподвижен. Наоборот, свет от источника, который удаляется от нас, кажется более низкочастотным (т. е. более «красным»), чем свет от такого же источника в лаборатории. Это, собственно, тот же эффект, который иллюстрируется на рис. 10.5, где интервал между принимаемыми рентгеновскими вспышками зависит от того, движется источник при своем обращении по орбите по направлению к нам или от нас.

Доплеровский сдвиг особенно хорошо заметен в спектрах звезд (рис. А.2). Чтобы измерить его, лучше всего сравнить спектр звезды с полученным в лаборатории на том же спектрографе спектром поглощения вещества и посмотреть, находятся ли линии поглощения отдельных элементов в звездном спектре там, где они должны быть, или же они смещены. Из этого легко рассчитать, с какой лучевой скоростью движется звезда.

Рис. А.2. Доплеровский спектральный сдвиг. Спектр излучения звезды (а). Сдвиг спектральных линий в случае, когда звезда движется по направлению к нам (б). Все линии смещаются влево к фиолетовому краю спектра, в область более высоких частот. Сдвиг спектральных линий в случае, когда звезда удаляется от нас (в). Все линии смещены к красному краю спектра. Направления доплеровского сдвига частоты указаны стрелками.

Особенно важны измерения лучевой скорости для тесных двойных систем. Звезда, обращающаяся вокруг другой звезды, в течение одного оборота движется сначала по направлению к нам, а затем от нас, если только мы смотрим не строго перпендикулярно к плоскости ее орбиты. Это периодическое изменение скорости может быть измерено с помощью спектров и затем использовано для определения масс звезд, как описано в приложении В. О многих звездах мы знаем, что они двойные, а не одиночные, именно благодаря доплеровскому сдвигу линий в их спектрах. Они находятся так далеко от нас в пространстве и расположены так близко одна к другой, что с помощью телескопа различить звездную пару невозможно. Но даже если они при обращении не затмевают друг друга, мы можем установить по периодическому смещению линий в их спектрах, что здесь две звезды обращаются одна вокруг другой.

Приложение Б Как измеряют Вселенную

Мы мало что могли бы сказать о звездах, если бы не знали, на каком расстоянии от нас они находятся. Неприметная светящаяся точка в небе может быть «звездой», которая имеет меньше метра в диаметре, находится недалеко от Земли и не излучает своего света, а лишь отражает солнечный. Но она может быть и небесным телом, которое излучает столько же света, сколько целая галактика, но находится так далеко от нас во Вселенной, что расстояние не дает нам почувствовать всю силу его сияния. Очень трудно от прямых измерений расстояний на Земле перейти к измерению расстояний во Вселенной.

Сегодня, в век электроники, измерения в нашей Солнечной системе не составляют проблем. На Венеру направляют радиолокатор, а потом используют закон, открытый Иоганном Кеплером еще к началу Тридцатилетней войны — так называемый третий закон Кеплера. Он устанавливает связь между периодом обращения планет вокруг Солнца и радиусами их орбит. Согласно закону Кеплера, для двух планет А и В (например, Венеры и Земли), справедливо соотношение

(период обращения А)² х (радиус орбиты В)³ = (период обращения В)² х (радиус орбиты А)³.

Периоды обращения планет могут быть непосредственно измерены (для Земли 365,26 суток, для Венеры 224,70 суток), так что вышеприведенное соотношение устанавливает связь между радиусами двух орбит.

Отраженный от Венеры сигнал радиолокатора принимается на Земле, и по времени, прошедшему от момента посылки до приема сигнала, движущегося со скоростью света, определяют расстояние от Земли до Венеры, т. е. разность радиусов их орбит. Теперь у нас есть два уравнения для двух неизвестных (радиусов орбит Земли и Венеры) которые легко решить.

Следующий шаг-это переход от нашей Солнечной системы к звездам. Для этого астрономы пользуются методом параллаксов, который, как указывалось в гл. 4, был предложен еще Галилео Галилеем, но впервые успешно применен только в 1838 г. Фридрихом Вильгельмом Бесселем для определения расстояния до звезды 61 Лебедя Вследствие годичного обращения Земли вокруг Солнца направление, в котором мы видим ту или иную ближнюю звезду на небе, в течение года меняется. Это схематически представлено на рис. Б.1. Длину линии, связывающей положения Земли 1 января и 1 июля, мы знаем: это удвоенный радиус орбиты Земли. Углы между плоскостью орбиты и направлением на звезду можно измерить, наблюдая звезду в указанные два дня. Таким образом, в показанном на рисунке треугольнике нам известны сторона и два угла; зная три элемента треугольника, можно вычислить все остальные — этому мы научились еще в школе. Можно, стало быть, вычислить расстояния от Земли до звезды 1 января и 1 июля. Во всех практических случаях звезда находится так далеко, что небольшим различием между этими расстояниями пренебрегают.