Лестница в небо: как измеряют расстояние в космосе

Что бы там ни говорили Led Zeppelin, лестницу в небо купить невозможно. Однако, начиная со времен Древней Греции, астрономы медленно мастерили так называемую космическую лестницу или «шкалу расстояний в астрономии».

Почему я называю ее лестницей? Потому что различные методы измерения расстояний опираются друг на друга. При измерении расстояния до далекой галактики нам для начала нужно правильно измерить расстояние до звезд в Млечном Пути, а для этого надо, в свою очередь, измерить расстояние до Солнца. До того, как появились радары, необходимо было знать размер Земли, чтобы рассчитать расстояние до Солнца.

Первые ступени космической лестницы начали закладывать еще древние греки Эратосфен (276–194 до н.  э.) и Аристарх (310– 230 до н.  э.) более двух тысяч лет назад. Измерив тени в разных местах Земли и углы между Солнцем и Луной, им удалось рассчитать как размер Земли, так и расстояние от Земли до Солнца.

Из-за неточных измерений результаты тоже были не особо правильными, однако греки показали, каким образом при помощи геометрии измерять расстояния за пределами земной поверхности.

После определения расстояния до Солнца следующим шагом стало расстояние до других звезд, а это задача не из легких. Измерения должны быть невероятно точными, а такое уже было не под силу Аристарху и компании. И хотя с измерениями расстояний все непросто, принцип определения расстояний до звезд не так уж и сложен. Он называется методом параллакса и хорошо знаком всем, кто не жалуется на зрение.

Измерение расстояния методом параллакса

Используя одновременно два глаза, мы видим трехмерную картинку и можем оценивать расстояния: например, дотянемся ли мы до висящего перед нами яблока. Происходит вот что: оба глаза смотрят на яблоко под немного разными углами.

Если вы сфокусируете взгляд на плодоножке яблока, а оно висит прямо перед вашим носом, то оба глаза скосят к нему. Отодвинете яблоко подальше — глаза снова разойдутся. Получается, что образуемые глазами углы зависят от отдаленности яблока, а наш мозг использует их для вычисления расстояния.

Если яблоко слишком далеко, то рассчитать расстояние будет проблематично. Разница в угле между двумя глазами, когда вы фокусируетесь на яблоке в 100 или 110 метрах от вас, ничтожна. Поэтому нашим глазам удобнее всего использовать метод параллакса, когда объект находится на расстоянии вытянутой руки, а если он уже метрах в 25, то метод становится неприменимым.

К тому же наше бинокулярное зрение небезгранично, и пытаться «разглядеть» расстояние до ближайших звезд — гиблое дело. Дело в том, что глаза у нас расположены очень близко друг к другу. Было бы это расстояние побольше, например метр, мы способны были бы разглядеть объекты, находящиеся намного дальше от нас.

А если увеличить расстояние между глазами до нескольких сотен тысяч километров, то наших глаз хватило бы, чтобы рассмотреть планеты Солнечной системы. Но мечтать о настолько широко расставленных глазах не стоит — это непрактично и неэстетично. К тому же раз люди неспособны видеть на такие расстояния, то можно создать искусственные «глаза», которым это будет под силу.

В роли искусственных глаз могут выступить телескопы. Чтобы измерить расстояние до самых далеких объектов, два телескопа тоже нужно поместить как можно дальше друг от друга. Но даже если поставить один телескоп на севере Норвегии, а другой — на Канарских островах, то этого все равно будет недостаточно для измерения расстояния даже до ближайших звезд.

Относительно Галактики Земля уж слишком мала. И как же тогда увеличить расстояние между этими «глазами»? Использовать движение Земли! Одно измерение видимого положения звезды можно сделать, когда Земля находится с одной стороны от Солнца, например в середине зимы, а второе — с противоположной стороны в середине лета.

Так расстояние между нашими «глазами» увеличивается до 300 миллионов километров, что в 60000 раз больше расстояния между Северной Норвегией и Канарскими островами.

Это и есть метод параллакса. В XIX веке благодаря этому методу люди впервые получили доступ к достаточно точным измерительным инструментам, позволяющим высчитывать расстояние до звезд. В наши дни стало возможным измерять параллаксы для более чем 10 000 звезд, используя точные измерения положения со спутника.

Несмотря на широкое расположение глаз и постоянно совершенствующиеся измерительные приборы, с помощью параллакса можно измерять расстояния только в пределах нескольких тысяч световых лет. Это соответствует лишь нескольким процентам протяженности Млечного Пути. А ведь нам хочется измерять расстояние до галактик далеко за пределами Млечного Пути.

Для (Фрица) Цвикки это было не менее важно. Его интересовало, сколько света излучают изучаемые им галактики. Тогда, помимо измерения количества принимаемого света, нужно знать, на каком расстоянии от нас эти галактики находятся. Кроме того, Цвикки понадобилось бы расстояние для определения размеров скопления Кома, без этого показателя невозможно ничего сказать о гравитационных силах в скоплении.

Здесь параллакс поднимает белый флаг, а мы поднимаемся на новую ступеньку космической лестницы. И на помощь нам приходит явление, которое еще не раз порадует нас на протяжении книги, а именно стандартные источники света, или стандартные свечи, — своеобразный космический факел.

Далекие факелы

Представьте, что вы идете на новогоднюю вечеринку к богачу где-то вдали от ярко освещенного города. Вы потратили все деньги на аренду презентабельного наряда, на такси не хватает, и вы решаете пройтись пешком до усадьбы.

Таким способом вполне реально определить расстояние до дальнего факела. Но, как мы уже поняли, каждое научное заключение основано на предположениях. В случае с факелами ваше заключение — 1000 метров — зависит, в частности, от следующих факторов:

1. насколько точно вы измерили яркость,

2. действительно ли яркость уменьшается ровно в 4 раза при удвоении расстояния,

3. насколько точно вы измерили расстояние до ближайшего факела,

4. действительно ли первый и последний факелы излучают одинаковое количество света (т.  е. имеют одинаковую светимость).

Думаю, вы не удивитесь, узнав, что пример с факелами — прямая аналогия того, как мы определяем расстояние до многих звезд и галактик во Вселенной.

От все тех же четырех пунктов, о которых мы говорили при измерении расстояния между факелами, будет зависеть и точность определения астрономических расстояний. Так как же астрономы справляются с этими пунктами?

С первым пунктом особых сложностей не возникает. Астрономы отлично умеют измерять яркость и, что не менее важно, умеют оценивать точность измерений.

Второй пункт, касающийся того, насколько меньше света излучает источник при увеличении расстояния, уже менее однозначный. Верность закономерности об удвоении расстояния и уменьшении интенсивности яркости до четверти исходной зависит от того, насколько беспрепятственно свет перемещается в пространстве.

В случае с факелами мы можем представить, что из-за легкого тумана свет дальнего факела кажется слабее. Во Вселенной сходным эффектом обладает, например, космическая пыль. Если пыль ослабляет свет далекой звезды, то кажется, будто звезда находится дальше, чем на самом деле.

Проблема эта однозначно заслуживает внимания, но все же сейчас нам доступны надежные способы картирования пыли, так что и этот пункт вполне подвластен контролю.

А что с третьим пунктом? (В нем говорится про измерение расстояния до ближайшего факела.) Замерить расстояние до ближайшего факела относительно просто. Но вот как быть с ближайшей звездой? Ну, например, воспользоваться методом параллакса: наблюдать, как звезда движется на небе, пока Земля обращается вокруг Солнца.

Таким образом, мы можем измерить расстояние до ближайшей звезды, используя метод параллакса. Затем найти звезду того же типа, которая расположена гораздо дальше, и, сравнивая, сколько света до нас доходит от двух звезд, мы вычислим, на каком расстоянии находится дальняя звезда.

И вот мы добрались до четвертого пункта: откуда мы знаем, что оба факела (или обе звезды) излучают одинаковое количество света? Представим, что последний факел слегка отличается и горит немного слабее первого. Тогда тусклый свет заставит нас поверить, что поместье находится дальше, чем на самом деле.

Со звездами проблема становится только серьезнее: звезды бывают всевозможных светимостей. Как же тогда узнать, что обе звезды — как ближняя, так и дальняя — излучают одинаковое количество света?

Нас выручает то, что у большинства нормальных звезд температура поверхности и светимость взаимосвязаны. У больших, излучающих много света звезд, как правило, более низкая температура поверхности, чем у маленьких и излучающих меньше света.

В измерении температуры поверхности звезды все относительно просто: горячие звезды излучают больше света на коротких волнах, чем холодные. Та же ситуация, что и с обычным пламенем: синее пламя горячее, чем красное, а у синего света более короткие волны, чем у красного.

Недостаток такого метода заключается в том, что соотношение между яркостью и температурой приблизительно и что ко всем видам звезд его не применить. Но если посмотреть на достаточное количество звезд, то техника для приблизительной оценки расстояний вполне рабочая.

Основное условие — это, конечно, рассмотрение относительно коротких расстояний, чтобы можно было наблюдать за обычными одиночными звездами через телескоп.

Но все же подгон звезд по температуре и яркости уж слишком грубый и неточный для того, чтобы стать межгалактической измерительной лентой. Поэтому астрономы почти помешаны на поиске так называемых стандартных свечей (или стандартных источников света).

Это источники света, например звезды, светимость которых нам точно известна. А еще стандартные свечи должны быть очень яркими, ведь так они будут видны, несмотря на большие расстояния, и также желательно, чтобы их легко было отличить от других звезд. Но как же найти эти стандартные свечи?

Цефеиды спешат на помощь

Итак, цефеиды — еще одна ступенька космической лестницы: зная расстояние между Солнцем и Землей, мы измерим расстояние до ближайших звезд, используя параллакс. И если нам удастся измерить расстояние до ближайших цефеид при помощи параллакса, то мы сможем измерить расстояние до более отдаленных цефеид, используя их как стандартные свечи.

Помимо всего прочего, именно цефеиды позволили Цвикки определить расстояние до галактик в скоплении Кома. А это расстояние, в свою очередь, можно использовать для определения массы ярких звезд скопления.

Несмотря на этот безупречный метод, Цвикки, как мы уже поняли, серьезно промахнулся при расчете расстояния до скопления Кома. Но почему? Все дело в том, что во времена Цвикки были раскрыты не все тайны цефеид.

Существуют разные классы цефеид с разным соотношением светимости и скорости пульсаций, а до 1940-х годов об этом известно не было. Это как если бы богач разместил два разных вида факелов вдоль дороги, а вы об этом и не подозревали.

Проблема с различными классами цефеид привела к тому, что практически все расстояния до объектов за пределами Млечного Пути в 1930-х годах были недооценены, а в случае Цвикки из этого последовала еще и ошибка в оценке количества темной материи в скоплении галактик.

_{Отрывок из книги Йостейна Рисера Кристиансена «Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса». М.: ИД «Городец», 2022.}