Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

яркостью, создаваемой с помощью лунного света, пропущенного через призму таким образом, чтобы можно было уравнять ее блеск с блеском исследуемой настоящей звезды. Использовав этот инструмент и выбрав блеск α Кентавра в качестве единицы измерения звездной величины, он составил таблицу из 191 звезды, на основе которой другие астрономы могли проводить свои сравнения без такого инструмента. Когда спустя несколько лет Аргеландер приступил к созданию каталога звездных величин, он полагался не на фотометр, а на систему, подобную той, которую использовал Уильям Гершель, располагая звезды в порядке их блеска и «оценивая шаг звездной величины». (Хотя человеческий глаз оставляет желать лучшего в оценке блеска звезд, он чрезвычайно хорош при регистрации небольшой разницы в блеске близко расположенных звезд.)

224

Одна из иллюстраций Эдуарда Пиготта из его теории изменения блеска короткопериодических переменных звезд. Эти звезды вращаются, будучи по большей части «неосвещенными», но они окружены средой с яркими пятнами, которые отличаются друг от друга как размерами, так и характером движения. Иллюстрация взята из его статьи 1805 г., опубликованной в «Philosophical Transactions» Королевского общества.

Первый легко воспроизводимый астрофотометр сконструировал не Гершель, а Иоганн Карл Фридрих Цёлльнер около двадцати лет спустя. Цёлльнер, сын владельца небольшой ситценабивной фабрики, учился в Базеле, а затем устроил в пригороде Берлина скромную частную обсерваторию. Он сконструировал свой инструмент в надежде выиграть премию, объявленную на конкурсных началах Венской академией наук (так уж случилось, что премия не досталась никому из заявленных участников). Он интенсивно изучал основы фотометрии. Для того чтобы создать в своем устройстве звезду сравнения, он использовал обычную керосиновую лампу, свет от которой проходил через регулируемые призмы Николя (поляризационные призмы). Позже его конструкция использовалась во множестве ведущих мировых обсерваторий. Именно по его предложению Потсдамская обсерватория использовала этот прибор для создания первого в высшей степени точного фотометрического каталога северного неба: «Photometrische Durchmusterung des nördlichen Himmels». Позже Э. Ч. Пикеринг из Гарвардской обсерватории использовал инструмент, основанный на тех же принципах, в период с 1879 по 1882 г. для фотометрического каталога 4260 звезд, в то время как савилианский профессор астрономии в Оксфорде Чарльз Притчард в 1885 г. отдал предпочтение другому инструменту (клиновому фотометру) для аналогичного каталога из 2784 звезд. Притчард убедительно доказывал маловероятность получения близкого согласия между звездными величинами, измеренными разными способами, и все же, если судить по факту, более 70 процентов звездных величин, полученных им и Пикерингом, различались не более чем на 0,25. Со временем их технические приемы унаследовала фотографическая фотометрия, особенно после 1910‐х гг., и в таком виде они удерживали свои позиции вплоть до середины XX в., когда были внедрены фотоэлектрические технологии.

Усовершенствованные методы измерения звездных величин с неизбежностью привели к росту числа известных переменных звезд и к уточнению их периодичности. В 1884 г. Ирландская королевская академия опубликовала обновленный перечень из 190 переменных звезд; а в новом издании, вышедшем в 1888 г., их число возросло до 243. XIX в. закончился обращением нескольких ведущих астрономов к любителям с призывом взять поиск переменных звезд в свои руки. Что они и сделали, демонстрируя все больший энтузиазм, особенно в Британии и Америке, а более тщательное обследование фотографических пластинок (этим занимались главным образом профессиональные астрономы) еще увеличило число известных переменных звезд. К 1903 г. Эдуард Пикеринг сумел составить перечень из 701 звезды, а за последующее десятилетие их количество возросло более чем вдвое.

Конечно же, одно только увеличение численности не могло решить проблему переменных звезд. Простота гипотезы Пиготта питала обсуждение аналогичных гипотез в течение многих десятилетий, но в середине XIX в. Иоганн Рудольф Вольф обратил внимание астрономов на то, что переменная звезда, возможно, стоит у самого нашего порога, и называется она – Солнце. Ему, как он считал, удалось зарегистрировать конструктивные сходства между полученными им графиками частоты появления солнечных пятен и графиками, отражающими изменение светимости многих переменных звезд. Ни здесь, ни там не наблюдалось постоянных минимумов и максимумов; были примеры двойных максимумов; кроме того, и те и другие графики отличались быстрым ростом и медленным убыванием. Несмотря на всю привлекательность этой идеи, она перестала притягивать внимание вскоре после того, когда к изучению этих загадочных объектов применили спектроскоп.

ЦЕФЕИДЫ И МОДЕЛИ МЛЕЧНОГО ПУТИ

Уже в 1881 г. Эдуард Пикеринг предложил классификацию переменных звезд с делением их на пять групп, основываясь главным образом на продолжительности периода переменности. Его классификация, как и многие другие, имела бы успех, если бы опиралась на причины колебаний блеска. Действительно ли эти звезды являются темными с неправильными яркими пятнами, как предполагал Пиготт, руководствуясь указаниями Гершеля? Или причиной переменности служили аномально большие «солнечные пятна»? Секки продолжал поддерживать идею Рудольфа Вольфа, высказанную им в 1869 г. Или эти звезды окружены беспорядочными сонмищами метеороидов, как рассуждал об этом Локьер в 1887 г.? Казалось, предположение Гудрайка о переменности Алголя, вызванной, возможно, затмением яркой звезды каким-нибудь темным объектом, подтвердилось после того, как спектроскоп Фогеля показал двойственность системы Алголя. Но есть ли у нас основания полагать, что это не исключение, а обычная, часто возникающая ситуация? Нет ли у этих звезд каких-либо возможных собственных причин переменности? К сожалению, в то время было слишком мало сведений о природе звездной эволюции, и ответ на этот фундаментальный вопрос пришлось оставить на будущее. Предпринимались попытки объяснить, каким образом в этом может участвовать пульсация и как ее можно учесть. Например, в 1879 г. Август Риттер попытался применить к решению этого вопроса термодинамические доводы, но его идеи почти не привлекли внимания. В 1913 г. Г. К. Пламмер интерпретировал колебания спектральных линий у переменных типа цефеид как следствие их пульсации, но он не решил вопрос о причинах этих пульсаций. (Их периоды попадали в интервал от 1 до 70 суток.) Вскоре эта идея была подтверждена теоретическими положениями Эддингтона, хотя главную причину пульсаций цефеид не удавалось установить до тех пор, пока С. А. Жевакин в 1953 г. и Джон П. Кокс с Чарльзом А. Уитни в 1958 г. не отследили ее до второй степени ионизации гелия. Но в 1913 г., когда Эйнар Герцшпрунг совершил свое поразительное открытие, работая в Гарварде, до этого было еще далеко.

В 1908 г., изучая звезды с переменным блеском в объекте на южном небе, известном как Малое Магелланово Облако, Генриетта Суон Ливитт обратила внимание на одно простое свойство, которым они, по всей видимости, обладали. Оказалось, что у шестнадцати звезд с тщательно измеренным ею блеском наибольший период колебаний имела самая яркая звезда. Четыре года спустя Ливитт нашла простую математическую зависимость, очень хорошо подтвержденную наблюдениями: видимые звездные величины были почти в точности пропорциональны логарифму периода колебаний блеска. Поскольку все звезды этой группы находились примерно на одном и том же расстоянии от нас, такого же рода отношения должны были выполняться и для абсолютных звездных величин. Она увидела потенциальную полезную роль этих звезд как индикаторов расстояния, но к тому времени она еще не располагала необходимыми техническими средствами для продолжения исследования.

Первое из ее сообщений не привлекло большого внимания, но после прочтения второго сообщения Эйнар Герцшпрунг осознал, что характер изменения светимости звезд, которые она изучала, напоминает переменные типа цефеид. Он понял, что поскольку, судя по форме кривых колебаний блеска, это звезды одного и того же типа, они могут стать прекрасными