Текст книги "Занимательно об астрономии"

Автор книги: Анатолий Томилин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 14 (всего у книги 19 страниц)

Глава одиннадцатая
Звезды смотрят на нас с вами

В сто сорок солнц закат пылал…

В. Маяковский

1. Солнце – мерило звезд

Звезды – солнца. Солнце – звезда. Солнце огромно. А звезды? Как мерить звезды? Какие гири брать для взвешивания, какие мерки для измерения диаметров? Не подойдет ли для этой цели само Солнце – звезда, о которой мы знаем больше, чем обо всех светилах вселенной, вместе взятых?

Раскаленный газовый шар диаметром примерно 1391 тысяча километров – вот наше Солнце. Более чем в 109 раз его диаметр превышает земной. Солнечный диск в полтора раза больше орбиты Луны.

Вас интересует, почему мы определили диаметр приближенно? Дело в том, что наше светило не очень четко очерчено в пространстве. Плотность солнечного вещества начинается с такого разрежения, что его не мудрено спутать с чистым вакуумом. И лишь постепенно с глубиной проникновения увеличивается и увеличивается. Это, пожалуй, должно быть понятно: с глубиной растет давление. В центре оно достигает чудовищных величин – 150–200 миллиардов атмосфер. Такое давление возникает на короткое мгновение взрыва в оболочке водородной бомбы. Солнце, как и каждая звезда, – это водородная бомба, находящаяся в состоянии непрерывного взрыва. Сравнение, конечно, грубоватое, рассчитанное лишь на то, чтобы привести звездные процессы к «земному» уровню.

Важнейшей характеристикой любой звезды является масса. На Земле мы больше привыкли к понятию веса. Чтобы на чаше весов уравновесить Солнце, пришлось бы сложить 332 440 земных шаров.

Особенно впечатляюще действует пример того, что наше светило каждую секунду теряет на излучение около 4 миллионов тонн вещества. Это вес тысячи железнодорожных составов. И так продолжается уже по крайней мере 10 миллиардов лет. Можете сами подсчитать, каким наше светило было в молодости и каким будет… к концу своей жизни.

При существующей массе и давлениях солнечный газ сжимается до такой степени, что кубик его с гранью в 1 сантиметр (примерный объем наперстка) весит около 100 граммов. Любой металл позавидует. Это, конечно, в самом центре. Вообще же, если взять среднюю плотность нашего светила, она окажется процентов на сорок выше плотности… воды. Почему же мы называем его «газовым шаром»? По традиции?

Невероятное давление в центре является и причиной неистовых температур. Термометр, поставленный Солнцу, показал бы в центре 10–12 миллионов градусов: самая парниковая температура для термоядерных реакций.

При всей своей величине Солнце – средняя, заурядная звезда, не более. Таких, как оно, пруд пруди. Именно потому им легко пользоваться в качестве мерки при описании других звезд. Мы с вами так и поступим. Будем обозначать звездные массы в массах Солнца, а диаметры звезд – в солнечных диаметрах. То есть все звездные параметры переведем на язык Солнца, считая, что уж наше-то светило мы знаем вдоль и поперек. Прием традиционен. Хотя за последнее время вселенная и преподносит нам такие сюрпризы, что Солнце как эталон начинает терять свое значение. Но об этом дальше. А пока познакомимся с некоторыми представителями звездного населения вселенной. Начнем с самой известной звезды северного неба.

2. Самая известная

Это, конечно, Полярная – крайняя звезда в хвосте Малой Медведицы. Если наблюдать за этим созвездием всю ночь до утра, можно заметить, как оно, подобно часовой стрелке, поворачивается вокруг Северного полюса мира, расположенного рядом с Полярной. 2700 лет назад эта невидимая точка неба имела другой ориентир. Возле нее находилась Альфа Дракона. А те земные астрономы, которые будут жить через 12 тысячелетий после нас, бродягу – Полюс мира – обнаружат недалеко от яркой Веги.

Но предмет нашего исследования – Полярная.

А знаете, кто первым обратил внимание на относительную неподвижность Полярной? Финикияне-мореплаватели. И тотчас извлекли практическую пользу из этого наблюдения. Стали пользоваться ею как путеводной, направляя свои триремы в открытое море. Долгое время неподвижную звезду северного неба называли финикийской звездой или просто финикиянкой.

В 1779 году Вильям Гершель, направив на Полярную свой телескоп, обнаружил у нее спутник – малюсенькую звездочку примерно девятой звездной величины.

Ну-ка, подсчитайте, во сколько раз меньше света дает открытый Гершелем вассал, чем его сюзерен? А между тем этот крохотный спутник поболее Солнца. Хотя следует оговориться: вопрос о том, является ли маленькая звездочка истинным спутником Полярной, до сих пор без ответа. Смущает период обращения ее вокруг главной звезды: по некоторым подсчетам, он равен примерно 7200 земным годам, но поручиться за это трудно, ведь возраст телескопов на Земле меньше четырех столетий.

Свет Полярной – великий путешественник. 472 года находится он в полете, прежде чем достигает Земли. Значит, наблюдая сегодня звезду в телескоп, мы на самом деле видим ее такой, какой она была примерно во времена Колумба. Но что для звезд человеческие сроки…

Что же представляет собой Полярная? Сверхгигант, принадлежащий к спектральному классу F7, – а значит, она несколько погорячее Солнца. Температура на поверхности порядка 7 тысяч градусов, цвет излучения – желтый. Рядом с Солнцем Полярную лучше не ставить. Ее диаметр в 120 раз превосходит солнечный. Правда, плотность ее при этом в 3 тысячи раз меньше плотности воды. Это означает, что внешние слои звезды состоят из почти неуловимого газа. Даже не газа, а скорее «неощутимого эфира».

Мало того, Полярная звезда переменна. Огромное раскаленное тело непрерывно пульсирует. Ровно четверо земных суток длится таинственный цикл в недрах ее, заставляющий звезду то сжиматься, то раздуваться, меняя температуру, спектр и блеск. От 1 ^m,96 абсолютной звездной величины блеск ее меняется до 2 ^m,05 с точностью хронометра. А вот почему – неизвестно.

Но чтобы любое разнообразие было особенно наглядным, принято приводить в качестве примеров крайности.

Не будем и мы отступать от этого правила.

3. Самая большая из известных

Звезда VV Цефея по объему в 20 миллионов раз больше Солнца! Но и это не предел. Желтый сверхгигант из двойной системы Эпсилона Возничего – «Эпсилон В» – по объему в 17 700 миллионов раз превосходит наше светило! То есть если посчитать Солнце блохой, то «Эпсилон В» – два слона!!! Но только по размерам. Стоит поставить звезды на весы, как выяснится удивительнейшее правило. Что бы уравновесить сверхгиганта, понадобилось бы всего… 25 Солнц. Разница в массах не так ощутима, как в объемах. Да и вообще найти звезду, в сотни раз превосходящую Солнце по массе, пока не удалось никому. А размеры? Размеры что! Чем больше они, тем разреженнее вещество, составляющее тело звезды. Сверхгиганты состоят из вещества, в миллиарды раз более разреженного, чем воздух, которым мы с вами дышим.

А теперь из одной крайности в другую.

4. Самая маленькая из известных

Звезда Ван-Маанена светит в 5 тысяч раз слабее Солнца. По объему она в 3 миллиона раз меньше его, а по массе? И снова парадокс. Разница не превышает десяти. Наперсток вещества звезды Ван-Маанена весит на Земле… четверть тонны! Но и это не предел.

Самая маленькая из известных звезд – 457 Вольфа. По своим размерам она почти Луна. А по массе – Солнце.

Здесь правило такое: если масса небесного тела меньше сотой доли солнечной, давление в центре его уже не поднимет температуру настолько, чтобы начались термоядерные процессы. Такому небесному телу звездой не быть. Вспомните судьбу Юпитера. Звание «звезды» ко многому обязывает. Может быть, потому так трудно бывает выиграть и конкурс красоты на Земле? Не был ли неудавшимся астрономом человек, предложивший впервые у нас на планете «конкурс звезд»?

5. Главный порядок – спектральная классификация

Звезды невероятно разнообразны. Но нельзя же все их бесконечное множество изучать поштучно. Какая же тогда наука? Наука – это прежде всего общие закономерности. В поисках закономерностей и обратили люди внимание на спектры звезд.

Изучение началось с Солнца. И спектральный анализ далеких светил возник на основе наблюдений солнечного спектра. Это пробовал делать еще Фраунгофер. Но у великого оптика никогда не было достаточно времени на серьезную теоретическую работу. Да и знания его заставляли желать лучшего.

Истинное исследование звездных спектров началось после опубликования работ двух профессоров Гейдельбергского университета – Г. Кирхгофа и Р. Бунзена. Это было замечательное содружество. Кирхгоф – великолепный теоретик, обладавший прекрасной научной интуицией; Бунзен – один из наиболее блестящих экспериментаторов своего времени. Они заложили основы научного спектрального анализа и первыми применили его для строгого исследования атмосферы Солнца.

Спектроскописты различают три вида спектров излучения: непрерывные, представляющие собой радужную полоску всех цветов, затем линейчатые и полосатые спектры, состоящие из ярких цветных линий, или полос, на темном фоне. Кроме того, существуют еще спектры поглощения, представляющие собой картину обратную – темные линии, или полосы, на фоне непрерывного спектра.

Кирхгоф так сформулировал законы спектрального анализа: непрерывный спектр дают только раскаленные твердые или жидкие тела. Линейчатые и полосатые спектры излучения – светящийся газ при низком давлении и высокой температуре или пар. Спектр поглощения получается в том случае, когда перед источником, дающим непрерывный спектр, имеется слой более холодных газов, или паров, поглощающих как раз те лучи, которые сами способны испускать в раскаленном состоянии. При этом линии каждого химического элемента занимают в спектре строго определенные положения.

За сто лет своего существования спектральный анализ превратился в мощное оружие исследования не только химического состава, но и физического состояния раскаленных тел. Потому что нейтральные атомы и молекулы дают спектры, отличные от тех же атомов и молекул в ионизированном состоянии.

В общем с самого начала спектры будто приглашали астрономов заняться их сравнением. «Так ли разнообразен состав звезд, насколько сами они многочисленны?» – писал итальянский астроном Анджело Секки в 1886 году.

Работы Кирхгофа и Бунзена немедленно привлекли к себе внимание ученых всего мира. Всем ведущим астрономам возможности нового метода казались поистине безграничными.

Но действительные успехи в исследовании звездных спектров стали возможны значительно позже, после появления атомной теории, разработанной Нильсом Бором, и квантовой гипотезы Макса Планка. Лишь после этого спектры стали настоящими «паспортами звезд».

К 1924 году установилась спектральная последовательность, которой астрономы придерживаются в наше время. Звезды разделились на 10 классов. Причем каждый класс имеет для большей точности еще 10 ступеней – подклассов. Класс обозначается буквой, подкласс – цифрой от 0 до 9. Получается лесенка из 100 ступенек.

Классы О, В, A, F, G, К, М – основные. Классы R, N и S – дополнительные, объединяющие сравнительно небольшое количество холодных звезд. В их спектрах заметны яркие полосы монохроматического света, излучаемого молекулами окисей металлов, углерода и циана. Это классы умирающих светил. Они светятся слабо; может быть, среди них есть и вовсе несветящиеся – черные, недоступные оптическим телескопам. Существует предположение, что таких несветящихся звезд во вселенной довольно много, хотя открыть их и тем подтвердить гипотезу пока что никому не удалось.

Спектральные классы дали возможность классифицировать звезды по температуре. Красным цветом светятся наиболее холодные звезды. Чем температура выше, тем звезды яростнее, белее. Хоть это и не вызывает сомнений, автор все-таки хочет напомнить, что и у нас, на Земле, раскаленный добела гвоздь горячее гвоздя, нагретого до красного каления.

6. Астроном, не верь глазам своим!

Однажды известный всему миру физик был остановлен полицейским за то, что въехал под красный свет светофора. Попавшемуся на нарушении свойственно оправдываться.

– Видите ли, сержант, я ехал настолько быстро, что красный свет показался мне зеленым.

Научный авторитет ученого не позволял сомневаться в правдивости его слов. Тем более что полицейский физики не знал.

– Что ж, сэр, тогда я вас оштрафую за превышение скорости. – И выписал квитанцию.

Анекдот? Конечно! Но хороший анекдот.

Христиан Допплер не знал анекдота об известном физике XX века. У Допплера не было и автомобиля. Австрийский ученый работал в 1842 году в Пражском университете и ездил в экипаже, влекомом одной лошадиной силой. И все-таки это не помешало ему (если не помогло) задуматься над вопросом, а не изменится ли действительно цвет света в зависимости от скорости движения источника или наблюдателя.

Но сначала небольшое напоминание: плавали ли вы на лодке против ветра? Если да, то наверняка замечали, как часто бьют волны по носу вашей посудины. Но стоило вам повернуться к ветру кормой и подналечь на весла, как ход лодки становится куда более плавным. Волны шлепали по корме значительно реже.

Ну-ка, поразмыслите. К чему ведет аналогия? Свет – электромагнитные колебания, распространяющиеся со скоростью 300 тысяч километров в секунду. Так считаем мы. Допплер был убежден, что свет – механические колебания эфира, распространяющиеся с той же скоростью. Однако бог с ней, с разницей в степенях истинности! Сейчас они не так существенны. Важнее другое: каждому цвету соответствует своя частота колебаний. Зеленому – большая. Красному – меньшая. Но вот мы устремляемся навстречу красному лучу с бешеной субсветовой скоростью. Глаз, как нос лодки, встречает участившиеся световые волны. И чем быстрее мы движемся, тем чаще встречные колебания. Значит, красный свет должен изменить свою частоту, а следовательно, и цвет. Красный луч зеленеет.

Между прочим, попробуйте сами рассчитать, какой должна быть скорость вашего движения, чтобы красный луч света приобрел отчетливый зеленый оттенок. Результат получится настолько любопытным, что не жалко труда.

Точно так же, удаляясь от источника зеленого света, мы при достижении определенной скорости заметим его покраснение.

Великолепная догадка! Но сколько коварства оказалось в ней! Допплер был не только математиком и физиком, конечно, он был и астрономом. А для астрономии этот эффект мог оказать неоценимую услугу. Подумайте, ведь по смещению спектра какой-нибудь звезды можно было запросто судить, неподвижна эта звезда по отношению к нам, или улетает прочь, или, наоборот, стремится налететь на нас.

Почтенному мэтру не повезло. Пытаясь объяснить различия в цветах двойных звезд на основании своего предположения, он потерпел фиаско.

Шесть лет спустя француз Ипполит Луи Физо – двадцатисемилетний физик и астроном, в будущем член Парижской академии наук, – дополнил Допплера.

«Красные лучи, – рассуждал он, – конечно, еще больше покраснеют, если удирать от них, и превратятся в инфракрасное, невидимое, тепловое излучение. В этом сомнений нет. Но зато на смену им придут зеленые и голубые, ставшие красными. А на смену голубым и фиолетовым придут в прошлом невидимые ультрафиолетовые. Получается, что весь непрерывный спектр останется как бы неизменным? Значит, Допплер ошибается. Но, с другой стороны, его рассуждения безупречны. Как же все-таки обнаружить смещение спектра?..»

Проблема казалась настолько безвыходной, что молодой ученый даже испугался, когда в голову ему пришла идея, простая и замечательная. Спектр, конечно, не изменится, хоть и сместится, но вместе с ним сместятся и темные линии поглощения! Вот оно! Сравнив спектр движущегося источника со спектром неподвижного, по смещению темных линий можно судить не только о направлении полета источника, но и о его скорости.

23 декабря 1848 года Физо прочел свой доклад на заседании «бессмертных» – так зовутся французские академики, избираемые навечно. Его дополнение было признано академиками настолько существенным, что с тех пор французы стали называть явление Допплера «эффектом Допплера – Физо».

Живи Допплер в XX столетии, в ошибке его никто бы не упрекнул. Американский астроном Вильям Баум восстановил доброе имя первооткрывателя. В обсерватории Маунт-Вильсон Баум сравнил спектры далеких, быстро удаляющихся галактик с неподвижными спектрами и обнаружил, что, хотя видимой разницы в них и не заметно, максимум кривой распределения энергии в спектре удаляющегося объекта сползает к красному концу.

Но это исследование XX века. Сто лет назад о спектрах галактик еще не задумывались. А звезды, принадлежащие к Млечному Пути, движутся относительно Солнца со сравнительно малыми скоростями (не более нескольких сот километров в секунду). При таких «черепашьих» темпах заметить смещение кривой распределения энергии просто невозможно. Так и остался в истории науки эффект Христиана Допплера с поправкой Ипполита Физо. Но чтобы идеи Допплера – Физо получили права гражданства, их нужно было подтвердить опытом. А это-то как раз ни у кого и никак не получалось.

В XIX веке на первое место среди астрономических обсерваторий мира выходит Пулково – российская обсерватория. Точность, тщательность наблюдений, абсолютная достоверность результатов – вот качества, сопровождавшие все работы, проводившиеся в Пулковской обсерватории.

В 1879 году директор обсерватории при Московском университете профессор Федор Александрович Бредихин с удовольствием пожимал руку своему новому коллеге. Это был двадцатитрехлетний выпускник университета Аристарх Белопольский. Бредихин давно наблюдал за талантливым студентом, трудолюбию и золотым рукам которого удивлялись все окружающие. По окончании курса молодой человек остался при университете для подготовки к званию профессора астрономии. Ему было предложено вначале место сверхштатного ассистента при обсерватории. Белопольский великолепно зарекомендовал себя на работе. Он ремонтировал приборы и строил новые. Вслед за своим учителем Витольдом Карловичем Цесарским он освоил применение новой тогда фотографии для астрономических наблюдений Солнца. И скоро защитил магистерскую диссертацию.

Не довольствуясь теоретическим доказательством принципа Допплера для наблюдений лучей разбегающихся звезд, молодой астроном «заболевает» идеей доказать справедливость эффекта лабораторным путем. Такой опыт был нужен. Для него давно пришло время, но требовалось на Земле заставить либо источник, либо наблюдателя двигаться с субсветовой скоростью. Задача абсолютно невыполнимая. Даже снаряд из ствола орудия вылетал в те годы, делая не более полутора километров в секунду, то есть в 200 тысяч раз меньше того, что требовалось. Да и лавры барона Мюнхгаузена, летавшего на ядре, исследователей не привлекали. И все-таки опыт должен был быть поставлен.

В 1888 году Аристарх Аполлонович Белопольский получает приглашение перейти в Пулковскую обсерваторию на должность адъюнкта. Рассказывают, что, зайдя однажды в парикмахерскую на Невском проспекте, он случайно встал между двумя зеркалами и увидел свое изображение бесконечно удаляющимся в результате многократного отражения. Вряд ли обратил бы он внимание на это, не будь его мозг занят проблемой измерения допплеровского смещения. А тут мысль словно озарилась вспышкой прозрения. Далеко впереди забрезжила идея.

История не сохранила сведений, удалось ли ученому побриться. Зато точно известно, что в тот же день дома он поставил на стол друг против друга два зеркала. Между ними поместил зажженную свечу. И вот изображение пламени дробится, уходит в глубину. Белопольский раздвигает зеркала, пламя тоже удаляется. Причем дальнее изображение удаляется быстрее ближнего. Так, солнечный зайчик, отраженный на стену противоположного дома, способен мчаться с непостижимой быстротой, повинуясь легким поворотам зеркала в ваших руках.

Но если изображение пламени свечи после первого отражения движется вдвое быстрее, то после десятка отражений его скорость будет двадцатикратной. А какая разница для опыта, что будет двигаться: сам источник – свеча – или его отражение в зеркале?..

И вот по чертежам Белопольского готовится чугунная станина будущего прибора. Укрепляются электромоторы с колесами, похожими на пароходные. Только вместо плиц стоят на них узенькие зеркальные полоски. Идея прибора заключалась в том, что луч солнечного света, отраженный большим зеркалом – целостатом, направляется на вращающееся колесо через щель. В некоторый момент, когда зеркало одного колеса станет строго параллельным зеркалу второго, луч, проскочив между ними несколько раз, попадет в спектрограф. И фотопластинка отметит коротенькую полоску спектра от движущегося источника. Рядом на той же пластинке Белопольский для контроля сфотографировал неподвижный спектр.

Нужно ли говорить, как волновался ученый, пока в темной лаборатории проявлялась пластинка. Он не стал даже ждать, пока она высохнет. Но и на мокром негативе Аристарх Аполлонович увидел чуть заметное смещение линий спектра. Справедливость теоретических предсказаний Допплера и Физо была доказана.

Астрофизики получили надежную возможность измерять скорости движения звезд.