Main menu:

Расстояние до звезд

Постулировав вращение Земли, пифагорейцы устранили необходимость в «хрустальной сфере» для объясненияГалактика М81 суточного вращения звезд. Отныне не было оснований полагать, что все звезды находятся на одинаковом расстоянии от Земли. Вместе с тем не было достаточных оснований и отвергать мысль о том, что звезды заполняют тонкую оболочку, в центре которой находится Земля. Коперник считал, что Солнце - это «Светоч Вселенной, восседающий на троне» в центре мира. Кеплер придерживался сходной точки зрения, ссылаясь на следующий эксперимент: «Если … проткнуть в стене булавочное отверстие так, чтобы через него проникал солнечный свет, то яркость луча все равно будет превосходить яркость свечения всех звезд на безоблачном небе».

Противоположная точка зрения, согласно которой звезды - это далекие солнца, более или менее равномерно заполняющие бесконечную Вселенную, высказывалась древнегреческими философами еще в V в. до н. э., а затем была возрождена к жизни Томасом Диггсом и Джордано Бруно в XVI в. В следующем веке Гюйгенс, видоизменив «эксперимент» Кеплера, оценил расстояние до Сириуса, предположив, что его яркость такая же, как у Солнца. Как и Кеплер, Гюйгенс не смог сделать столь малого отверстия, чтобы яркость солнечного луча в темной комнате оказалась сравнимой с блеском звезды. Вместо этого он придумал простое оптическое приспособление, которое позволило получить изображение Солнца, по размерам в 30 тыс. раз превосходящее булавочное отверстие. Освещенное таким образом отверстие «создавало такую же яркость, как и Сириус». На этом основании Гюйгенс пришел к выводу, что если светимость Сириуса равна солнечной, то он должен находиться в 30 тыс. раз дальше Солнца. (На самом же деле Сириус гораздо ярче Солнца и расстояние до него много больше.)

В своих «Началах» Ньютон описывает не менее остроумный метод для определения расстояния до Сириуса, придуманный Джеймсом Грегори. Метод основан на предположении, что яркость Сириуса примерно такая же, как у планеты Сатурн. Ньютон пришел к выводу, что если светимости этих небесных тел равны, то Сириус должен находиться в 100 тыс. раз дальше Солнца.

Учитывая трудности, с которыми пришлось столкнуться при расчетах как Ньютону, так и Гюйгенсу, можно считать, что их результаты согласуются удивительно хорошо. Гюйгенс сравнивал яркость освещенного отверстия в темной комнате с воспоминанием о яркости Сириуса ночью. И ни Ньютон, ни Гюйгенс не имели ни малейшего представления о том, какой же должна быть «разумная» оценка расстояния до Сириуса.

Чтобы выяснить, кто прав - Кеплер, считавший, что Сириус и другие звезды гораздо слабее, чем Солнце, или Гюйгенс и Ньютон, полагавшие, что Сириус имеет ту же светимость, что и Солнце, - астрономам нужно было непосредственно определить расстояние до Сириуса, не основываясь на его яркости. Единственный метод определения расстояния до объектов, свойства которых абсолютно неизвестны, - измерение их параллактического смещения. Если Сириус находится на таком расстоянии, как определил Ньютон, то в течение года он должен описывать на небесной сфере эллипс с большой полуосью, равной 2″. Во времена Ньютона астрономы, как ни пытались, не могли измерять столь малые параллаксы. (Параллаксом звезды называется большая полуось ее параллактического эллипса.) Звездный параллакс стал для астрономов XVIII в. своего рода Чашей Грааля, и поиски ее привели к открытию трех неожиданных явлений: аберрации света (Джеймс Брадлей, 1727 г.), движения «неподвижных» звезд (Эдмонд Галлей, 1718 г.) и двойных звезд (Уильям Гершель, 1803 г.). Истинное параллактическое смещение впервые было точно измерено в 1836 г. В. Я. Струве на Пулковской обсерватории близ Санкт-Петербурга.