Диалоги (июль 2003 г.) - [30]

Алексей Расторгуев: Совершенно верно. Вообще, эта проблема имеет гораздо более общий характер, и она чрезвычайно серьёзна. Речь идёт об измерении всех расстояний во Вселенной, о построении «шкалы расстояний». Что такое шкала расстояний? Грубо говоря, нам необходимо построить такую «линейку», с помощью которой равным образом хорошо, надёжно можно будет измерять расстояния как в Солнечной системе, так и в Галактике, и даже за её пределами, во Вселенной. Измерять расстояния до других, самых далёких галактик. Эта шкала расстояний оказывается очень сложной. Давайте представим себе, хотя бы поверхностно, как она строится. Расстояние в Солнечной системе можно измерять, например, с помощью радиолокационных методов: посылая к объекту радиоволну и принимая отражённый от него сигнал. По времени прохождения сигнала легко вычислить расстояние до любой планеты. А как быть дальше? Мы знаем, что звёзды далеки, и радиолокация здесь не годится. Следующий этап построения шкалы расстояния – это научиться измерять расстояния до звёзд. Их измеряют методом тригонометрических параллаксов. Земля, двигаясь по орбите вокруг Солнца, занимает относительно звёзды, расстояние до которой мы хотим измерить, разные положения. И если в течение года наблюдать за звездой, то будет видно, как она на фоне более далёких звёзд описывает небольшой эллипс, совершенно крохотный. Даже для ближайших звёзд он имеет ничтожные размеры – меньше одной угловой секунды. Это в 100 раз меньше, чем минимальный угол, минимальная деталь, различимая невооружённым глазом.

В.С. Толщина спички с расстояния в километр.

А.Р. Да-да, примерно так. И можно только удивиться, что астрономы уже более сотни лет умеют измерять такие небольшие смещения звёзд.

А.Г. А с какой ошибкой, интересно?

А.Р. При использовании наземных средств эта ошибка составляет сейчас примерно одну сотую угловой секунды. То есть, в сто раз меньше измеряемого угла. Это означает, что мы можем измерять расстояния с Земли, не обращаясь к космическим аппаратам, примерно до удалений в 50 парсек. Один парсек – это принятая в астрономии единица расстояния, которая примерно в двести тысяч раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. Астрономы измеряют расстояние в парсеках, килопарсеках и мегапарсеках.

В.С. Ну, может быть, для телезрителей понятнее будут световые годы. Три с небольшим световых года – это один парсек. Вообще же, пресловутая астрономическая точность при измерении расстояний ограничена только влиянием нашей атмосферы. Мы сидим на дне океана, воздушного океана, который постоянно колышется, поэтому изображения в телескопе размыты. И поэтому точно локализовать звезду мы не можем, пока не выйдем за пределы атмосферы. Можно сказать, что на некотором этапе атмосфера остановила прогресс астрономии, и мы не могли измерять расстояния до звёзд, удалённых более чем на 20–30 световых лет.

А.Р. Ну, по крайней мере, измерять надёжно. Грубые оценки, конечно, всегда можно сделать. Но другое дело, что они не очень хороши, не практичны. Следующий шаг в создании космической шкалы расстояний связан с очень интересными объектами. Вблизи Солнца, на расстоянии в десятки парсек существуют совершенно уникальные объекты – рассеянные звёздные скопления, о которых мы ещё будем говорить особо. Это звёздные коллективы, в которых звёзды друг с другом связывает гравитационная сила. Такие скопления живут достаточно долго, не распадаясь. И звёзды находятся поблизости друг от друга. Всем, кто имел дело со статистикой, понятно, что измерить расстояние до группы звёзд проще, чем до одиночной звезды. Закон статистики: среднее расстояние оказывается более точным. В качестве примеров звёздных скоплений можно привести хорошо всем известное скопление Гиады, которое находится на расстоянии примерно 45 парсек от Солнца; или скопление Плеяды – 120 парсек от Солнца.

В.С. Плеяда – это Стожары, в народе их знают довольно хорошо. А вот Гиады – малоизвестное скопление.

А.Р. Да, Гиады мало кто знает, но это скопление как раз, как ни странно, сыграло решающую роль в построении шкалы расстояний. По крайней мере, на протяжении многих десятков лет оно фактически лежало в основе этой шкалы. Всё, что мы знали о внегалактических расстояниях, так или иначе, опиралось на Гиады. В чём же особая роль звёздных скоплений? В них присутствуют звёзды разной массы. А поскольку законы физики в Галактике и за её пределами едины, то понятно, что звёзды одинакового типа должны иметь одинаковую светимость – светимостью астрономы называют абсолютный блеск звезды, полную мощность её светового излучения, выраженную в единицах потока энергии от Солнца. Если две звезды одинакового типа, а значит, и одинаковой светимости расположить на разных расстояниях от нас, то та из них, которая дальше, естественно, будет казаться более слабой. Её блеск будет меньше. Легко сообразить, как связан блеск с расстоянием и таким образом, зная расстояние до близкой звезды, мы можем по видимому блеску более далёкой звезды определить расстояние и до неё.

А.Г. Если мы знаем, что это звезда того же типа.