Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

микрометр для определения расстояния между ними и позиционного угла) было связано с тем, что они надеялись обнаружить таким образом хоть какой-нибудь намек на способ определения расстояния до звезд. В 1767 г. Джон Мичелл опубликовал статью, в которой указывал на частотность тесных звездных пар – они встречаются гораздо чаще, чем следовало ожидать, исходя из предположения о равномерном распределении звезд в пространстве. Вывод (интересное раннее свидетельство использования статистической аргументации в астрономии) был таким, что звезды, которые кажутся нам близко расположенными друг к другу, скорее всего, таковыми и являются. Мичелл, будучи настоятелем церкви неподалеку от Лидса на севере Англии, предпочел оставить читателю право самостоятельно выбрать между двумя альтернативами: либо это результат работы какого-либо общего закона, вполне возможно, что закона притяжения, либо это закон самого Создателя. Астрономы, как правило, пропускали мимо ушей вторую альтернативу и отзывались о Мичелле как о человеке, доказавшем существование физически двойных звезд.

У Мичелла, неоднократно принимавшего Гершеля в качестве гостя, до того как тот переехал в Бат, было дополнительное основание для проведения такого различия, поскольку в 1784 г. он выдвинул довод, из которого следовало то, что сегодня могло бы быть расценено как вполне удовлетворительный способ определения приблизительного расстояния до звезд. Сатурн, находящийся в противостоянии к Солнцу, говорил он, обладает примерно такой же яркостью, как и Вега. Расстояние до Сатурна в этой конфигурации было известно и составляло порядка 9,5 расстояния от Земли до Солнца (9,5 а. е.), а угловые размеры Сатурна равнялись примерно 20 угловым секундам. Исходя из предположения, что Вега обладает такой же абсолютной яркостью, как и Солнце, и что Сатурн отражает на Землю всю (или известную долю) падающего на него света, не представляет труда рассчитать расстояние до нее. Для этого необходимо использовать закон обратных квадратов для яркости, установленный за полвека до этого в великолепной работе Пьера Бугер. На самом деле, об этом законе говорил уже Кеплер, но Бугер, королевский профессор гидрографии в Париже, был первым, кто превратил астрономическую фотометрию в точную экспериментальную дисциплину.

Это не так уж плохо, когда вопросы, касающиеся фотометрии, обсуждаются с оглядкой на случаи неправильного использования в астрономических текстах соответствующей терминологии, особенно когда речь идет о слове «яркость». Яркость звезды, которая является, по сути, точечным источником, может быть определена в категориях интенсивности испускаемого ею излучения или интенсивности излучения, непосредственно полученного от нее. С другой стороны, яркость протяженной поверхности должна определяться иначе. Называемая иногда «абсолютной яркостью», иногда «блеском», а иногда «светимостью», она обычно определялась как количество света, излученного или переизлученного заданной площадью поверхности. В идеале, когда излучение, исходящее от поверхности, распределяется равномерно во всех направлениях, как это происходит в случае матовой поверхности, возможно строго показать, что (парадоксально, но факт) поверхность будет обладать одинаковой яркостью, под каким бы углом мы ее ни рассматривали. Вряд ли будет уместно излагать здесь начала фотометрической теории (в данном случае закон косинусов Ламберта), но необходимо хотя бы вкратце отметить, что обычно бывает полезно предварительно обговорить неясности, которые могут возникнуть, когда мы сравниваем «яркость» звезды с яркостью Луны, Солнца или какой-либо планеты.

Расстояние, которое Мичелл получил для Веги, оказалось равным примерно 460 000 астрономических единиц. На деле, как мы теперь знаем, Вега во много раз ярче Солнца, и в 1837 г. Ф. Г. В. Струве показал с помощью тригонометрических измерений, что расстояние до нее превышает оценочное значение Мичелла примерно в четыре раза, и единственной мало-мальски верной оценкой расстояния до звезд было значение, полученное Ньютоном для Сириуса.

Подход Мичелла к двойным звездам представлял собой резкий контраст по сравнению с тем, который порой выводил Гершеля из себя, когда он исследовал двойные. Галилей и другие астрономы надеялись использовать «оптические двойные» (если применять современный термин для звезд, которые случайным образом располагаются почти на одной линии, если смотреть на них с Земли), полагая, что слабый удаленный компонент может быть использован как эталон для сравнения. Он, как предполагалось, будет помечать неподвижную точку, относительно которой можно будет измерить колебания положений гораздо более близкой звезды. Ожидаемые отклонения должны были возникнуть в результате обращения Земли вокруг Солнца, что, как предполагалось, позволило бы определить звездный параллакс. После кропотливого поиска, предпринятого вместе с Каролиной, Гершель опубликовал три каталога двойных звезд (в 1782, 1785 и 1821) с 848 наименованиями. После появления первого каталога Мичелл обратил внимание на свое рассуждение, которое было изложено выше, и в 1802 г. Гершель, произведя повторное измерение своих двойных, с удивлением обнаружил, что многие из них демонстрируют относительное движение, не имеющее ничего общего с параллактическими смещениями, то есть не являющееся результатом годового движения Земли. (Для уточнения деталей см. ил. 57 в главе 4.) Это был первый шаг на пути к доказательству существования звезд, движущихся друг относительно друга по гравитационным орбитам, и существования гравитационного притяжения далеко за пределами Солнечной системы.

Гершель надеялся на то, что относительный блеск звезд может служить показателем их относительных расстояний в соответствии с законом обратных квадратов. В течение долгого времени он разделял широко распространенное убеждение, будто для определения относительных расстояний можно руководствоваться звездными величинами. Например, звезды третьей величины находятся от нас в три раза дальше, чем звезды первой величины. В 1817 г. он разработал оригинальную процедуру сравнения яркостей: он направлял на две звезды почти одинаковые телескопы и постепенно сокращал апертуру телескопа, направленного на более яркую звезду, до тех пор пока эти две звезды не начинали казаться равными друг другу по яркости. Его наблюдения за двойными звездами привели к из ряда вон выходящим результатам. Если мы убеждены в том, что две звезды обращаются друг относительно друга и одна кажется во много раз ярче другой, то это различие в яркости должно быть абсолютным. Однако, как это ни прискорбно, данные, полученные Гершелем посредством его фотометрических сравнений, привели его к такому распределению звезд в пространстве, которое он считал неприемлемым. Получалось, что он сам опроверг одно из главных допущений, ранее позволивших ему начертить структуру Млечного Пути.

Мы уже видели, как движение Солнца среди звезд сказывается на их собственных движениях, как солнечный апекс обозначает точку, от которой радиально расходятся едва заметные кажущиеся движения звезд, и как антиапекс обозначает точку, в которую как будто бы сходятся звезды, расположенные в противоположной части неба. Существует простая зависимость, связывающая собственные движения звезд, вызванные этим эффектом (исчисляемая, скажем, в секундах дуги за столетие), со скоростью Солнца и расстоянием до звезды. Собственные движения поддаются измерению, и если знать расстояние до звезды, то можно найти скорость Солнца. Как бы то ни было, и скорость Солнца, и направление должны обладать единственными в своем роде значениями по отношению к системе звезд в целом и не зависеть от собственного движения звезды, из которого они выведены (при условии что Солнце является единственной движущейся звездой). Если это не выполняется, то возникает необходимость в проведении своего рода статистического анализа. Если не принимать во внимание местные движения, то все звезды должны давать для скорости Солнца один и тот же ответ в случае, если расстояния до них были оценены правильно. Однако когда Гершель вывел относительные расстояния, основываясь только на яркости, он пришел к очень противоречивым результатам. Поэтому лучшее, что он мог