Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

меньшей мере начиная с 1844 г. – каждый, кто задумывался о проблеме обнаружения массивного тела, удерживающего собственный свет, сохранял надежду его найти. В этом году Бесселю удалось выявить невидимый компонент Сириуса по ее гравитационному воздействию. Впрочем, в данном случае этот компонент непосредственно наблюдал в 1862 г. Алван Г. Кларк – сейчас он классифицируется как белый карлик, Сириус В, – но принцип был очевиден.

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД БЕЗ СПЕКТРОСКОПИИ

Использование спектроскопа для исследования Солнца позволило постепенно накопить знания о его строении и составе. В надлежащее время этот инструмент был применен к звездам, что позволило расширить результаты, полученные солнечной физикой, а также получить информацию о расстояниях и скоростях. Таким образом, спектроскоп предоставил прекрасную возможность понять структуру Вселенной в целом. Сначала я объясню, как спектроскопические методы были связаны с другими способами определения расстояний. Мы уже сталкивались с тем, как Бессель определял расстояния до звезд, – с «годичными параллаксами», получаемыми тригонометрически. К сожалению, этот метод может быть применен только к ближайшим звездам, скажем, до 100 парсеков, за пределами которых годовые смещения слишком малы, чтобы их можно было измерить. За этим пределом можно использовать метод, основанный на собственных движениях. Гершель и астрономы после него с достаточной точностью знали о движении Солнца в пространстве и о направлении этого движения. Оно сообщает ближайшим звездам большее собственное движение, а удаленным звездам – меньшее, по сравнению с очень далекими звездами, точно так же как движение близких объектов, если смотреть на них из поезда, будет казаться быстрее, чем движение далеких. Конечно, такие небесные тела, как звезды, могут иметь и другие составляющие их перемещения по небу, но если использовать приемлемую процедуру осреднения и независимые соображения по поводу того, какими могут быть эти другие движения, можно оценить расстояния, исходя из перемещений, вызванных скоростью Солнца.

Этот последний метод, принимая во внимание необходимое осреднение, был назван методом статистических параллаксов. Он применялся некоторыми астрономами и до Каптейна, но в самом начале XX в. Каптейн с большой эффективностью использовал его, поднявшись на ступень выше по лестнице определения расстояний. Имея в своем распоряжении собственные движения, он анализировал относительную частоту звездных величин (абсолютных, истинных) звезд, непосредственно соседствующих с Солнцем. (Абсолютной звездной величиной называется звездная величина, которую звезда имела бы, находясь на каком-либо заданном расстоянии. Она может быть найдена, если известны действительное расстояние до звезды и ее видимая звездная величина. Принято считать, что это заданное расстояние составляет десять парсеков, то есть расстояние, соответствующее параллаксу в одну десятую долю секунды дуги.) Исходя из того что те же самые пропорции справедливы и для других областей, Каптейн мог обследовать группы удаленных звезд и дать вероятностную оценку значений их светимостей и таким образом статистически оценить расстояния до них. Ключевым фактором для дальнейшего развития этого направления стала спектроскопия.

СПЕКТРОСКОПИЯ И ЗВЕЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ

Звездная спектроскопия действовала методом проб и ошибок после того, как Фраунгофер впервые описал линии, увиденные им в 1814 г. у Сириуса, Кастора, Поллукса, Капеллы, Бетельгейзе и Проциона. Были отдельные попытки других специалистов наблюдать звездные линии, которые предпринимались, например, И. Ламонтом в конце 1830‐х гг., У. Суоном в 1850‐х гг. и Д. Б. Донати в начале 1860‐х гг.; а затем наступил всплеск активности 1862–1863 гг., ознаменовавшийся выходом работ Льюиса М. Резерфорда (американского любителя), Эри, Хёггинса и Секки. Работа Эри вылилась в разработку Гринвичской программы измерения скоростей звезд по доплеровским смещениям в их спектрах. Публикации Резерфорда и Секки были важны в другом отношении, поскольку они поставили перед астрономами задачу классификации звезд по их спектрам. Классификация Резерфорда обладала простой тройственной структурой: звезды с линиями и полосами как у Солнца; белые звезды, подобные Сириусу, с очень разными спектрами; и, наконец, белые звезды, по всей вероятности, вообще не имеющие линий; как писал сам Резерфорд в статье, опубликованной в Silliman’s Journal: «вероятно, они совсем не содержат минеральных веществ», «или накалены до бела без горения». Первая классификация Секки, опубликованная чуть позже, но вводящая более конкретные спектральные критерии, выделяла два класса; в 1866 г. он решил ввести третий; а в 1868 г. на собрании Британской ассоциации содействия развитию науки, дал описание четырех классов. Если говорить коротко, то это были: 1) звезды, похожие на Сириус, беловатые или голубоватые, с темными линиями, принадлежащими водороду, и слабыми линиями, принадлежащими металлам; 2) звезды солнечного типа, как Капелла или Арктур, со спектрами, яркими в средней (желтой) области, и со множеством темных линий; 3) красные, часто переменные звезды, как Бетельгейзе и Мира, со спектрами, обычно имеющими полосатый вид – демонстрирующими широкие полосы, более заметные в красном конце спектра; и 4) относительно редкие звезды малой яркости, но более красные, чем третий тип, на который они чем-то похожи. Секки вносил дальнейшие поправки в эти категории до самой своей смерти в 1878 г. Подобные схемы привели многих астрономов к теоретическим рассуждениям о возможной эволюции звезд. Например, в 1865 г. лейпцигский астроном Фридрих Цёлльнер высказал предположение в важной книге по измерению блеска звезд, что звезды возникают при высокой температуре, но, остывая по мере прохождения стадий в том порядке, как они были указаны Секки, заканчивают свой путь красными звездами.

Хёггинс долгое время превосходил всех остальных в сборе данных по звездной спектроскопии, особенно фотографической, хотя эта область интенсивно пополнялась все бо́льшим и бо́льшим количеством астрономов, включая многих из тех, кто восхищался его исследованием спектра новой 1866 г. Предлагались и новые спектральные классы. Например, астрономы Шарль Жозеф Этьен Вольф и Жорж Антуан Пон Райе из Парижской обсерватории объявили в 1867 г., что они обнаружили три очень тусклые (восьмой звездной величины) звезды в созвездии Лебедь с несколькими широкими эмиссионными линиями на фоне непрерывного спектра. Тогда (а на самом деле, и сейчас) этот спектр казался очень странным. В настоящее время известно следующее: звезды Вольфа – Райе в десять или двадцать раз массивнее Солнца, и они окружены газовой оболочкой, которую сбрасывают с очень высокой скоростью, порядка тысячи километров в секунду и больше. Это молодые звезды, находящиеся, скорее всего, на относительно непродолжительном эволюционном этапе, – это одна из гипотез, способная объяснить их редкость. Известно только две или три сотни подобных звезд.

Число новых схем классификации звездных спектров росло по мере наступления нового века, но что было особенно заметным – просто-таки бросалось в глаза – так это отсутствие какого-либо глубокого унифицирующего принципа, который мог бы открыть что-то новое в области физики звезд и в том, как они генерируют свет. Ближе всего подошел к решению этой загадки человек по имени Герман Карл Фогель, назначенный в 1870 г. директором частной обсерватории недалеко от Киля в Германии. Она принадлежала фон Бюлову, потратившему позже кучу денег на самый большой рефрактор в стране. Одним из его первых памятных достижений было измерение вращения Солнца (безусловно, уже известного по движению солнечных пятен) по доплеровскому смещению в спектрах света, исходящего от приближающегося и удаляющегося краев. Затем, совместно со своим коллегой В. О. Лозе, Фогель приступил к исследованию спектров видимых звезд. Они пытались определить по эффекту Доплера лучевые скорости звезд, но не сумели добиться очевидного успеха. Когда в Потсдаме была основана новая блестящая обсерватория под общим директорством Г. Р. Кирхгофа, Вильгельма Фёрстера и Артура фон Ауверса, Фогель получил в ней должность и начал применять фотометрические методы к спектрам звезд. В 1876 г. он добился поразительного успеха, когда ему удалось продемонстрировать изменения, имевшие место в спектре затухающей новой звезды. Это случилось, когда он