В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу

И тут астрономы используют одно любопытное явление, с которым мы довольно часто сталкиваемся, но на которое обычно не обращаем особого внимания. Когда мы передвигаемся с места на место, то нам кажется, что более близкие предметы смещаются на фоне более далёких. Это смещение получило название параллактического.

С параллактическим смещением каждый может познакомиться буквально не сходя с места, например, глядя на карандаш в руке то одним глазом, то другим.

Благодаря движению Земли в мировом пространстве происходит параллактическое смещение близких небесных светил на фоне более далёких. Измеряя величину этого смещения, астрономы получают тригонометрический параллакс. Наилучшие современные инструменты позволяют измерять годичное параллактическое смещение в 0",01, что соответствует расстоянию в 30,86•10¹⁴ км. Таким путем были измерены расстояния до 6000 звёзд.

Первые попытки измерения звёздных параллаксов принадлежали ещё Копернику (1473—1543). Однако вследствие невысокой точности астрономических наблюдений того времени эти попытки остались безрезультатными. Впервые надёжное определение параллакса звезды — это была звезда Вега из созвездия Лиры — осуществил в 1837 г. профессор Василий Струве на обсерватории в Тарту. Независимо от него англичанин Гендерсон измерил параллакс самой близкой к нам после Солнца звезды α Центавра ⁵), а немецкий астроном Бессель вычислил расстояние до звезды 61 в созвездии Лебедя.

⁵На самом деле ещё ближе к нам её спутник — звезда «Проксима» (это название и означает «ближайшая»).

Расстояния эти оказались весьма велики. Даже самая близкая звезда находится от нас в 275 тысяч раз дальше, чем Солнце. И если свет от Солнца до Земли доходит всего за 8 минут 19 секунд, то от звезды α Центавра свет до Земли бежит 4 года 4 месяца 12 дней. Ещё более далёкой оказалась Вега из созвездия Лиры: она отстоит от нас на 27 световых лет. (Световым годом называется расстояние, которое свет проходит за 1 год. Световой год равен 9,463•10¹² км.)

С конца прошлого столетия параллаксы определяются главным образом фотографическим путем, что даёт более точные результаты. В настоящее время известны расстояния до нескольких десятков тысяч звёзд.

Однако геометрический метод позволяет определять расстояния лишь до наиболее близких к нам звёзд. Параллаксы более далёких звёзд настолько малы, что лежат за пределами точности современных измерительных приборов. В этом случае приходится применять другие методы определения расстояний. Один из них основан на том, что некоторые свойства светового излучения звёзд, принадлежащих к одному и тому же типу, зависят от их светимости, т.е. от того количества света, которое они излучают. Но зная светимость той или иной звезды и сравнив её с фактически наблюдаемым блеском этого объекта, можно оценить расстояние до него — ослабление блеска будет, очевидно, тем больше, чем дальше от Земли находится интересующий нас объект.

Особая задача — определение расстояний до звёздных островов — галактик и других объектов, расположенных за пределами нашей Галактики. Как известно, все галактики разлетаются в различных направлениях — мы живём в расширяющейся Вселенной. При этом, чем дальше находится от нас та или иная галактика, тем быстрее она движется. Таким образом, каждому расстоянию соответствует своя скорость удаления. Скорости же внегалактических объектов можно довольно точно определить путем спектрального анализа их излучения, по так называемому красному смещению. Применение этого метода позволяет современным астрономам определять, как далеко от нас расположены космические объекты вплоть до расстояний порядка десяти миллиардов световых лет.

Однако для ряда задач, связанных с изучением истории Вселенной, необходимо измерять скорости удаления галактик и расстояния до них независимыми способами.

Существуют разные методы определения расстояний до далёких галактик, но все они сложны и носят многоступенчатый характер. Последовательно определяются расстояния до ближайших звёзд, звёздных скоплений, затем до других галактик и так далее вплоть до скоплений галактик, участвующих в расширении Вселенной. Однако на каждом из этих шагов возможны ошибки, которые постепенно множатся и вносят в окончательный результат значительную неопределённость. Вместе с тем, в принципе, существует возможность прямого измерения расстояний до далёких космических объектов таким же способом, какой применяется для определения расстояний до ближайших звёзд. Но для этой целя необходимо располагать несколькими радиотелескопами, разнесенными на весьма значительные расстояния. Подобную задачу можно было бы решить с помощью 3—5 космических аппаратов, находящихся на расстоянии в несколько астрономических единиц друг от друга. Тогда появилась бы возможность измерять весьма малые углы. Это позволило бы с большой точностью определять расстояния до космических объектов, расположенных на огромных удалениях вплоть до границ наблюдаемой Вселенной.