Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер

простой причине: они намного тусклее, чем яркая четверка.

Кроме того, большую часть этих звезд без телескопа не увидеть, поскольку они занимают тот же локальный участок пространства, что и первые четыре, да и по природе своей светят не столь сильно. Значительные перемены в светимости и цвете звезд характерны для всех окрестностей Солнца. Нам это известно, поскольку астрономы смогли достоверно определить расстояния до большинства этих звезд, произвести количественные оценки их цветов и установить их спектральные классы.

Расстояния до звезд

В третьей главе мы говорили, что лучший способ рассчитать расстояние до звезды — это отследить ее годовое движение относительно более удаленных звезд, расположенных на фоне. На самом деле это «параллактическое» движение отражает бег нашей планеты вокруг Солнца — и выражено тем слабее, чем дальше от нас до звезды. Замерив угловой параллакс звезды и зная «базисную линию» Земли, идущей по орбите, астрономы могут при помощи триангуляции вычислить, насколько далеко на самом деле находится звезда. Для наблюдателей, находящихся на Земле, формула, связывающая годичный параллакс звезды (р) с расстоянием до нее (d), выглядит так:

d (парсеки) = 1/p (угловые секунды),

где р измеряется в угловых секундах (1″ = 1/3600°), а d — в парсеках (1 пк = 3,26 св. года). Более того, единица измерения расстояния — парсек — формально определяется как «угловая секунда параллакса», а «парсек» — это сокращение. Например, α Центавра А — самая яркая звезда в ближайшей к Солнцу звездной системе — два раза в год отклоняется от своего номинального положения на параллактический угол, равный 0,747″, так что расстояние от Солнца до нее составляет 1/0,747″ = 1,338 парсека, или 4,36 светового года.

На сегодняшний день так были измерены расстояния до примерно 2000 звезд в пределах 50 световых лет от Солнца — и совсем недавно в этом начали помогать обсерватории, размещенные на борту космических аппаратов и способные точнее определять положение звезд без помех, вызванных атмосферным размытием.

Блеск и светимость звезд

Если ясной безлунной ночью, находясь вдали от искусственного освещения, вы посмотрите вверх, то сможете увидеть несколько тысяч звезд и, возможно, обнаружите, что некоторые из них кажутся намного ярче других. Например, Сириус в созвездии Большого Пса выглядит очень ярким; τ Кита имеет среднюю яркость, в то время как 61 Лебедя, первая звезда, расстояние до которой удалось определить достоверно, едва видна. Древнегреческий астроном Гиппарх заметил эти отличия около 135 года до нашей эры и разработал систему для их количественной оценки. В ней ярчайшим звездам присваивалась «первая величина», а самым тусклым, едва заметным — «шестая». Таким образом, полный диапазон яркости звезд охватывал величины от 1 до 6. Сириус тогда считался звездой первой величины, в то время как 61 Лебедя соответствовала бы звездной величине 5 или 6.

В XIX веке астрономы успешно измерили световые потоки, исходящие от звезд, — в данном случае мы считаем синонимами слова «световой поток» и «освещенность» и понимаем под ними принимаемую мощность в расчете на единицу площади. Сопоставив эти потоки со шкалой звездных величин Гиппарха, ученые поняли, что шкала величин яркости носит логарифмический характер и во многом похожа на шкалу громкости звука в децибелах. Оказалось, что при каждом целочисленном увеличении звездной величины поток уменьшается в 2,5 раза. Формула этого соотношения такова: m2 — m1 = –2,5 lg (f2/ f1), где m — видимая (наблюдаемая нами) звездная величина, L — освещенность, измеренная в ваттах на квадратный метр (Вт/м2), а знак «минус» отражает характер шкалы звездных величин, направленной от яркости к тусклости. С помощью этой формулы можно рассчитать относительные лучистые потоки и увидеть, что разница в 5 звездных величин, отделяющая ярчайшие звезды от самых тусклых, но еще заметных невооруженным глазом, дает фактическое соотношение потоков, равное 100. Другими словами, система звездных величин сжато выражает реальные потоки в гораздо меньшем диапазоне чисел. Современные астрономы подкорректировали оценки, так что Сириус теперь обладает видимой звездной величиной, равной –1,5 (она обозначается как mv); α Центавра А — несколько меньшей (mv = –0,1); τ Кита намного тусклее (mv = +3,5), а у 61 Лебедя, которую очень трудно увидеть без помощи оптики, mv = +5,2. Согласно этой шкале, видимая звездная величина Солнца колоссальна (mv= –26,8). А вот у звезды Барнарда в созвездии Змееносца (расположенной всего в шести световых годах от нас) видимая звездная величина намного меньше (mv= +9,5), и поэтому она гораздо тусклее и без телескопа ее на небе не найти.

Одно дело — количественно оценить световой поток, исходящий от звезды, или ее видимый блеск. И совсем другое — узнать собственную светимость звезды, иными словами, то, сколько энергии она излучает в космическое пространство каждую секунду. Чтобы определить этот параметр, необходимо знать, как далеко она находится, вот почему та роль, которую играют звезды в окрестностях Солнца, настолько важна. Мы с высокой степенью достоверности знаем, на каком расстоянии от Земли они находятся, и поэтому можем с уверенностью судить об их светимости. Световой поток от любого источника уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Это соотношение можно выразить формулой f = L/(4πd 2), где f — измеренный поток, L — собственная светимость, а d — расстояние. Аналогичные законы обратных квадратов справедливы для гравитационной силы, электрической силы и интенсивности звука, поскольку в трехмерном пространстве все эти «действия на расстоянии» предполагают ослабление соответствующего эффекта с увеличением площади воздействия. Если вы знаете расстояние до звезды, то для определения ее светимости можете изменить соотношение так: L = (4πd2) ∙ f. Астрономы часто предпочитают выражать его иначе, в системе звездных величин. Они определяют абсолютную звездную величину (М) небесного светила как видимую звездную величину (m), которую оно имело бы, если бы находилось на расстоянии 10 парсек (32,6 светового года) от наблюдателя. Это позволяет им воспользоваться следующей формулой: m — M = 5 lg (d/10).

Зная это соотношение модуля расстояния и то, насколько далеко от вас находится небесное светило, вы могли бы определить, что Сириус — звезда с высокой светимостью (его абсолютная звездная величина, Мv, составляет +1,42); Солнце и α Центавра А светят значительно слабее (Мv = +4,83; Мv = +4,36 соответственно); а звезда Барнарда — просто тлеющий уголек (Мv = = +13,22).

Соотнесение абсолютных звездных величин с собственной светимостью звезд предполагает еще одну логарифмическую формулу: M2 — M1 = –2,5