Если вспомнить нашу модель с бильярдным шаром на месте Солнца, Землей в семи с половиной метрах от него и Плутоном на расстоянии около 300 метров, то в таком масштабе дистанция между Солнцем и ближайшей к нему звездой будет равняться почти 2000 километров. А в модели, где Земля была величиной с наручные часы, а Плутон находился в 15 километрах от нее, добраться до Проксимы Центавра будет весьма проблематично, поскольку это расстояние составит около 100 тысяч километров – два с половиной кругосветных путешествия. Еще более наглядный пример придумал один московский лектор. Он взял кусочек мела и объявил его «планетой Земля», а висящую на стене доску – Солнцем. От доски до мела был всего один метр, призванный изобразить астрономическую единицу – 150 миллионов километров, разделяющих Солнце и Землю. «Сколько в этом масштабе до ближайшей звезды?» – спросил лектор у слушателей. Аудитория стала робко высказываться. Кто-то предположил, что звезда окажется в соседнем переулке, но наиболее решительные стояли за городские окраины. Между тем звезда находилась в Ярославле (или любом другом городе, удаленном на 300 километров). Еще раз подчеркнем, что это ближайшая к Солнцу звезда.
Бесселевская 61 Лебедя оказалась еще дальше – в 11,1 светового года, а до Беги, которую изучал В. Я. Струве, было 27 световых лет. Таков масштаб звездных расстояний. После определения первых параллаксов у ближайших звезд получила широкое распространение еще одна межзвездная миля – параллакс-секунда, или парсек. Парсек (пк) – это расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек земной орбиты изменяет свое видимое положение на одну угловую секунду дуги. Или еще проще: расстояние, с которого земная орбита видна под углом в одну секунду дуги. Один парсек равен 3,26 светового года, 206 265 астрономическим единицам или 30,857 х 1012километрам (чуть больше 30 триллионов километров). Расстояние до Проксимы Центавра составляет 1,3 парсека, до 61 Лебедя – 3,4 парсека, а до Беги – 7,8 парсека. Напрашивался вывод, что звезды – отнюдь не безразмерные точки на небосводе, а гигантские солнца, во всем подобные нашему родному светилу, только удаленные чудовищно далеко, на расстояние, измеряемое многими световыми годами.
Вычислив истинное расстояние до звезды, можно рассчитать ее светимость, то есть не видимую звездную величину, а подлинную силу ее света, которую принято называть абсолютной звездной величиной. Вполне возможна и обратная процедура: мысленно поместив звезду на любом произвольном расстоянии, можно определить, насколько яркой она будет казаться земному наблюдателю. Абсолютной звездной величиной называется яркость звезды на расстоянии в 10 парсек (32,6 светового года); разумеется, звезды распределяются в пространстве неравномерно, но если мы выстроим их в ряд на указанной дистанции, то сможем сравнивать их действительную светимость. Наше Солнце на расстоянии в 10 парсек было бы весьма слабой звездочкой с абсолютной величиной 4,9, а Сириус – самая яркая звезда нашего неба – светил бы почти так же, как светит на своем месте (2,7 парсека, или около 9 световых лет). Его абсолютная звездная величина составляет 1,4, из чего следует, что истинная светимость Сириуса превышает солнечную в 25 раз. Разумеется, это далеко не предел: голубой гигант Денеб (о классах звезд мы поговорим в следующей главе) превышает по светимости Солнце в 270 тысяч раз; он не выглядит особенно ярким только лишь потому, что находится от нас очень далеко (больше 3 тысяч световых лет).
Другими словами, видимый блеск звезды еще ничего не говорит о количестве света, которое она излучает. Солнце светит чрезвычайно ярко, поскольку расположено буквально в двух шагах. Сириус ярче Веги из созвездия Лиры примерно в четыре раза, а путеводительная Полярная звезда – самая тусклая из них (в шесть раз слабее Веги). Однако если бы мы произвели переоценку ценностей и выстроили эти звезды на одинаковом расстоянии от Земли, то первое место уверенно заняла бы Полярная звезда, на втором месте оказалась бы Вега, на третьем – Сириус, а великолепное Солнце стало бы безнадежным аутсайдером.
Когда в середине позапрошлого века удалось определить расстояние до ближайших звезд, немедленно возник вопрос, как далеко они простираются. Невооруженным глазом можно увидеть около шести тысяч звезд, но когда Галилей посмотрел на небо в свою примитивную зрительную трубу, он сразу же обнаружил, что звезды понатыканы куда гуще. Просто многие представители этого славного семейства настолько слабы, что разглядеть их без помощи телескопа нет никакой возможности. Современная астрономическая техника позволяет различать звезды 25-й величины. Кроме того, уже во времена Гершеля стало ясно, что звезды распределяются в пространстве очень неравномерно. Если посмотреть на небо в темную безлунную ночь, можно заметить слабое туманное свечение, опоясывающее весь небосвод от горизонта до горизонта. К сожалению, яркие городские огни не позволяют разглядеть его как следует (электрификация, с точки зрения астронома, вообще сомнительное благо), но где-нибудь в деревенской глуши можно без большого труда увидеть мягко светящуюся молочную полосу, пересекающую ночное небо. Древние греки называли ее galaktikos («млечный, молочный»), а римляне – via lactea, что в буквальном переводе означает «млечный путь». Происхождение этого названия связано с античным мифом о струе молока, которая брызнула на небо из груди богини Геры, жены Зевса, когда она отпихнула от себя младенца Геракла.
В направлении Млечного Пути можно насчитать гораздо больше звезд, чем в любой другой части небосвода, поэтому Гершель резонно предположил, что звезды не распределяются равномерно, а собраны в компактную структуру, имеющую форму двояковыпуклой линзы. По мнению Гершеля, наша звездная система (впоследствии ее стали называть Галактикой) могла содержать около 300 миллионов звезд и иметь в поперечнике 15 тысяч световых лет (не забудем, что первые звездные параллаксы были измерены только через 16 лет после смерти Гершеля). Сегодня мы знаем, что наша галактика Млечный Путь (или просто Галактика с прописной буквы) значительно больше: ее диаметр составляет 100 тысяч световых лет, а количество звезд доходит до 200 миллиардов (впрочем, численность звездного населения, по оценкам разных авторов, колеблется в широких пределах – от 150 до 400 миллиардов звезд).
Здесь необходимо сделать небольшое отступление и рассказать читателю, каким образом были вычислены эти параметры. Поскольку параллактическое смещение с большим трудом удается измерить даже у ближайших звезд, определение параллакса у объектов, удаленных более чем на 100 световых лет, становится практически неразрешимой задачей. Параллакс – это величина, производная от собственного движения звезды, поэтому понятно, что чем дальше звезда находится, тем труднее уловить ее перемещение по небосводу. Не вдаваясь в детали, скажем, что астрономов выручила так называемая цефеидная шкала. Цефеидами называются пульсирующие переменные звезды, которые строго периодически меняют свой блеск на одну-две звездных величины (мощность излучения возрастает в 2,5–6 раз по сравнению с минимумом). Вообще-то различных переменных звезд существует множество; одна из самых известных – это красный гигант омикрон Кита, открытый еще в конце XVI века немецким астрономом Давидом Фабрициусом. Эта звезда в несколько раз меняет свой блеск с периодом около 11 месяцев, поэтому ее назвали Мирой (в переводе с латыни – «удивительная»). Однако наибольшее значение для астрофизиков имеют короткопериодические переменные звезды с периодом от суток до месяца (обычно около недели). Именно такова дельта Цефея, меняющая блеск с периодом 5,37 суток, которая дала свое имя всему семейству подобных звезд.
В начале прошлого века американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила правильную зависимость между светимостью и периодом некоторых цефеид. Чем больше был период, тем больше энергии звезда излучала в единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости «период – светимость», ученые смогли рассчитать расстояние до цефеиды. Сначала были установлены относительные расстояния (во сколько раз одна звезда ближе или дальше другой), а затем и абсолютные, с учетом лучевой скорости цефеид (в спектре звезды, приближающейся или удаляющейся по лучу зрения происходит смещение спектральных линий). Астрофизики получили надежный масштаб. А совсем недавно на помощь астрономам пришли сверхновые определенного типа (типа 1а), светимость которых лежит в очень узких пределах. Об этих звездах, получивших название «стандартных свечей», подробно рассказано в главе «И тьма пришла».
