Звёзды, которые мы можем увидеть невооружённым глазом — это очень малая выборка тех, что существуют за пределами нашего мира, и эта выборка далеко не репрезентативна. Чтобы мы смогли видеть их отсюда, они должны быть относительно близкими или необычайно яркими. Многие из тех, которые выглядят ярче всего — звёзды с хорошо знакомыми названиями вроде Сириуса, Бетельгейзе или Антареса, — и яркие по своей природе, и близкие. По причинам, о которых вы скоро узнаете, яркие от природы звёзды с наименьшей вероятностью оказываются в числе обладателей планет, на которых может существовать жизнь; так что «пришельцы с Антареса» практически однозначно выдают писателя, который не выполнил свою домашнюю работу.

НАУЧНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И ЕДИНИЦЫ ИЗМЕРЕНИЯ

Учёным, особенно физикам и астрономам, часто приходится иметь дело с настолько большими или малыми величинами, что использовать для их записи обычные числа нерационально. Чтобы избежать неловкости, когда пишешь такие вещи, как 3,121,000,000,000,000 или 0,0000000000096, они используют научную систему счисления, в которой любое число записывается как произведение «обычного» числа, чаще от 1 до 10, и 10, возведённых в некоторую степень. «10 в n-й степени» означает «10, умноженное само на себя n раз» и обычно пишется «10ⁿ». Например, 100 = 10²; 10 000 = 10⁴ и так далее. 10 само по себе равно 10¹.

Умножение разных степеней одного и того же числа (или основания) несложно: вы просто складываете показатели. Таким образом, 10² × 10⁴ = 10⁶. Чтобы разделить, вы вычитаете показатели: 10⁶ ÷ 10⁴ = 10². Эти правила позволяют вам получить значение отрицательных показателей: 10⁴ ÷ 10⁶ = 10^-2 = 0,01. Таким образом, длинные, трудночитаемые числа из предыдущего абзаца записываются более компактно и ясно как 3.121×10¹⁵ и 9.6×10¹².

Для измерений учёные обычно пользуются метрическими единицами — либо системы МКС (метр, килограмм и секунда), либо СГС (сантиметр, грамм и секунда). В этой книге я буду большей частью следовать этой практике и предполагать, что вы изучали метрическую систему в школе; если же нет, ознакомьтесь с ней! Однако, поскольку многие из моих читателей — американцы, и им не так удобно иметь дело с метрическими измерениями, как следовало бы, я также буду иногда использовать английские единицы измерения, особенно если я пытаюсь выразить яркую мысленную картину чего-либо.

Существует также несколько специальных единиц, которые широко используют астрономы и спектроскописты. Длины волн (см. рис. 3-1), особенно те, которые относятся к частям спектра, в которые входят инфракрасные лучи, видимый свет, ультрафиолетовые и рентгеновские лучи, часто выражаются через единицу ангстрем (1 Å = 10^-8 см = 10^-10 м).

Расстояния в границах Солнечной системы иногда выражаются в астрономических единицах (1 а.е. = средний радиус земной орбиты). В дальнейшем, при разговоре о других планетных системах, мы часто будем принимать многие величины, связанные с Землёй и Солнцем, и их взаимосвязью (такие, как масса, радиус орбиты и продолжительность года), численно равными 1. Как вы увидите в разделе «Вводный курс по созданию миров», в этом есть своё преимущество — такой подход легко даёт нам прямые сравнения других планет с нашей собственной.

Большие расстояния, например, между звёздами, часто измеряются с помощью одной из двух специальных единиц измерения. Световой год — это расстояние, которое проходит свет за один земной год. Поскольку скорость света (часто обозначаемая как c) очень близка к 3×108 м/сек, или 186 000 миль/сек, световой год — это около 9,46×10¹⁵ метров, или 5,87×10¹² миль.

Парсек (сокращенно «пк») — это сокращение от слов «параллакс» и «секунда». Он основан на простейшем методе измерения расстояний, а именно, на наблюдении объекта с двух точек зрения и измерении угла между двумя лучами зрения. Это метод, который вы используете в течение всего времени вашего бодрствования: ваш мозг измеряет угол между лучами зрения, когда два ваших глаза смотрят на один и тот же объект. Принцип измерения астрономического параллакса тот же, но две точки обзора — это не два глаза, а разные точки на орбите Земли на её пути вокруг Солнца. Парсек эквивалентен 3,26 световым годам. (Будьте особенно внимательны: световые годы и парсеки — это всегда меры расстояния. Это ни в коем случае не единицы времени, и использовать их в этом качестве, — это верный признак неподготовленности или небрежности писателя-фантаста!)

Температура измеряется в градусах Цельсия (C) или Кельвина (K). В обеих шкалах используется градус одинаковой величины (1,8 градуса по шкале Фаренгейта), но нулевые точки у них разные. 0° C — это точка замерзания воды, а абсолютный ноль (самая низкая возможная [или почти возможная] температура) равен -273° C. 0° K — абсолютный ноль, а вода замерзает при +273° K. Разница между двумя шкалами безусловно важна, когда речь идёт о поверхностях планет, но часто не имеет особого значения для звёзд, где температура составляет не менее 3000 градусов по любой из шкал.

Поскольку с увеличением расстояния свет становится «менее ярким», рассеивая свою энергию на большей площади, самый простой способ получить яркое изображение такого сильно удалённого объекта, как звезда, — это собрать как можно больше его света и сфокусировать его весь на изображении. Это основная функция телескопа и та причина, по которой в делах, касающихся телескопов, при прочих равных условиях, чем больше, тем лучше. Свет, допустим, с Денеба, падает на всей площади Земли с одинаковой интенсивностью (энергия на единицу площади за единицу времени). Яркость изображения, создаваемого телескопом, определяется общей энергией, поступившей в фокус, и это просто интенсивность, умноженная на площадь основной линзы или зеркала (объектива) телескопа. Полностью открытый глаз человека обычно собирает свет из круглой области диаметром около 6 мм, поэтому 50-миллиметровый бинокль или телескопический объектив (как в биноклях 7 × 50) формирует изображение примерно в 70 раз ярче, чем вы можете увидеть без него. Двухсотдюймовый телескоп на горе Паломар даёт вам выигрыш в яркости более чем в 700 000 раз, или примерно на четырнадцать звёздных величин. Иными словами, это позволяет вам видеть звёзды величиной вплоть до примерно двадцатой, а не до шестой. (Здесь подразумевается прямое визуальное наблюдение, которым профессиональные астрономы пользуются редко. На самом же деле они находятся в ещё большем выигрыше и видят ещё больше звёзд, невидимых в ином случае, когда фиксируют их изображения с длительной выдержкой на чувствительных фотопластинках или плёнке.)

ЯРКОСТЬ ЗВЁЗД И ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА

Яркость звёзд выражает звёздная величина. Исторически сложилось так, что самые яркие звёзды неба описывались как звёзды «первой величины». Чуть менее ярким звёздам была присвоена «вторая величина», и так далее. Когда стало возможным количественное измерение яркости звёзд, эти термины стали ассоциироваться с точными числовыми значениями яркости, а также стало возможным присвоение им дробной величины, например, 1,6.

Технически шкала звёздных величин — логарифмическая, но обычно вам не придётся беспокоиться об этом. Существенные моменты заключаются в том, что 1) чем меньше звёздная величина, тем ярче звезда; и 2) разница в одну звёздную величину эквивалентна коэффициенту яркости 2,512 (корень пятой степени из 100). Таким образом, звезда 1,3-й звёздной величины в 2,512 раза ярче (т.е. даёт нам в 2,512 раза больше света), чем звезда 2,3-й величины, и в 100 раз ярче звезды 6,3-й звёздной величины. У вас также могут быть отрицательные значения звёздной величины. У звезды, которая в 100 раз ярче, чем эта 1,3, значение звёздной величины составляло бы 1,3 – 5 = -3,7. (Забавным побочным эффектом применения количественной шкалы будет то, что у Сириуса, самой яркой звезды на нашем небе, значение звёздной величины будет уже не 1, а -1,6.)