Освещение искусственное и естественное, светотехника.Расстояния галактик
Теперь мы расскажем, как выполненные недавно исследования эффекта Допплера в спектрах небесных тел привели к одной из самых волнующих концепций современной физики — к представлению о расширяющейся Вселенной. Продолжительное изучение неба при помощи гигантских телескопов, особенно с обсерваториях США, приучило нас к мысли о существовании огромного числа громадных островных вселенных, каждая из которых, возможно, состоит из миллионов звезд, сравнимых по размерам с нашим собственным Солнцем (которое по объему превосходит объем Земли более чем в миллион раз). Эти громадные островные вселенные мы называем галактиками. Из тщательнейшего исследования этих галактик, число которых огромно, американские астрономы Слайфер и Хаббл сделали поразительные открытия. Солнце с относящимися к нему планетами входит в состав одной из таких галактик, так как в действительности то огромное скопление звезд, которое мы называем Млечным Путем, как раз и является центральной частью нашей Галактики.
Многие галактики находятся от нас на фантастически огромных расстояниях. Расстояния в астрономии, раз уж мы вышли за пределы солнечной системы, настолько необъятны, что на практике принято их выражать в световых годах. Световой год — это то расстояние, которое свет может пройти за один год; приблизительно оно равно 9 600000000000 км\ Ближайшая к нам звезда находится от нас на расстоянии порядка 4 световых лет. С другой стороны, некоторые галактики, расстояния которых были оценены Хабблом, настолько далеки, что нужно не менее 350 млн. лет, чтобы совершить этот скачок.
Не удивительно ли, что, когда мы смотрим на такую галактику сегодня, мы видим ее не такой, какова она сейчас, но такой, какой она была 350 млн. лет назад! Должно быть, еще больше галактик, гораздо более далеких от нас. Расстояние 350 млн. световых лет равно 3 600 000 000 000 000 000 000 км.
Все это звучит столь невероятно, что может возникнуть вопрос, как можно точно угадать такие расстояния, а тем более измерить их! Как ни странно, но данные измерений таких расстояний, по-видимому, удивительно надежны, как это будет видно из дальнейшего.
Расстояния более близких звезд можно измерять триангуляционным методом, используемым при поле' вых съемках, когда хотят найти расстояние до какогото предмета. Геодезист при помощи рулетки измеряет базисную линию. Затем от каждого конца этой линии с помощью теодолита он тщательно измеряет угол между базисом и направлением на объект. По длине базиса и двум углам очень нетрудно вычислить расстояние от предмета до наблюдателя. Если предмет находится далеко, необходимо пользоваться длинным базисом, в противном случае будет очень мала разность между углами, измеряемыми с двух концов базиса, т. е. угловое смещение объекта, или, как его называют, параллакс. Если у нас есть очень большая базисная линия, то мы можем точно оценивать расстояния очень далеких объектов, если только их можно видеть.
Что касается астрономических измерений, то в нашем распоряжении действительно имеется довольно внушительный базис, длина которого известна. Это диаметр орбиты Земли при ее движении вокруг Солнца. Он составляет около 290 млн. км. Если мы сегодня измерим видимое направление на довольно близкую .звезду, а затем снова измерим его через 6 месяцев, т. е. когда мы перенесемся на противоположную сторону земной орбиты, то при условии достаточной близости к нам звезды мы обнаружим небольшую разницу в ее видимом положении, т. е. небольшой параллакс. По величине параллакса и известной длине базиса нетрудно вычислить расстояние звезды. Этим методом были определены расстояния многих звезд, но в огромном большинстве небесные объекты слишком далеки от нас даже при таком громадном базисе, как диаметр земной орбиты, чтобы выявить хотя бы самый небольшой параллакс. Откуда же тогда мы знаем чтолибо о расстояниях этих необозримо далеких галактик, для которых нет даже ни малейшего шанса обнаружить какие-либо параллактические эффекты? Ответ опирается на еще одно любопытное приложение оптики.
Яркость
Все видимые звездные объекты имеют определенную измеримую яркость, которую астрономы называют звездной величиной. Эта яркость, т. е. то, что мы действительно видим, зависит от двух причин: во-первых, от истинной присущей объекту яркости и, во-вторых, от его расстояния от нас, так как, очевидно, чем дальше от нас объект, тем более слабым он кажется. Теперь, если мы измерим звездную величину (видимую яркость) и каким-то образом сможем найти метод оценки истинной присущей объекту яркости, то сочетание этих двух фактов дает нам возможность оценить, как далеко от нас находится объект. Ибо очевидно, что, если мы будем отодвигать лампу известной яркости все дальше и дальше, она будет постепенно выглядеть все менее яркой, т. е. ее звездная величина убывает. Таким образом, измерение видимой яркости и знание истинной, свойственной объекту яркости совместно дают нам расстояние. Очевидно, мы можем без труда измерить звездную величину далекой галактики, даже если она слаба. Задача состоит в том, чтобы получить ее собственную истинную яркость. Если мы сможем ее. найти, мы разрешим задачу оценки расстояния.
Был найден замечательный ключ к решению этой задачи. Он был получен неожиданно из открытия, относящегося к переменным звездам особого рода, называемым цефеидами, которые в большом количестве щедро разбросаны по небу и наблюдаются также во многих галактиках. Звезды этого типа, по-видимому, регулярно пульсируют, причем таким образом, что их интенсивность (звездная величина) изменяется регулярно и плавно на протяжении определенного периода времени. Яркость таких переменных звезд возрастает и убывает по совершенно определенному закону. Многие из этих переменных звезд находятся достаточно близко к Земле, что позволяет измерить их расстояния по параллаксу. А раз их истинные расстояния известны, то из наблюдаемых видимых яркостей (звездных величин) можно теперь надежно получить их истинные яркости. Из таких исследований было сделано одно из самых замечательных открытий. Было обнаружено, что период изменения видимой яркости цефеид зависит от истинной присущей данной звезде яркости. Само небо как бы послало нам явление для измерения расстояний многих небесных объектов.
Предположим (а во многих случаях так оно и есть), в галактике имеется переменная звезда. Она может быть очень слабой из-за большого расстояния, но это не мешает измерять периоды изменений ее яркости, что можно сделать довольно точно. Зная величину периода и уже установленную зависимость между периодом и истинной яркостью, мы немедленно узнаем истинную яркость этой переменной звезды. Но если мы теперь определим ее звездную величину, то, комбинируя истинную и видимую яркости, мы найдем истиц но е расстояние галактики, содержащей данную переменную. Именно при помощи этого остроумного оптического метода были вычислены баснословные расстояния многих туманностей. Метод этот сложный и трудоемкий, но тем не менее существуют очень веские основания относиться к нему с полным доверием.