Материалы по истории астрономии

Снятие мерки со звезд

Размеры планет легко рассчитать, зная расстояния до них и измерив угловой диаметр видимого их диска. Но как снять мерку со звезды, если даже в самый мощный телескоп ее диска не видно, так мал его угловой диаметр? Даже в 5-метровый телескоп все звезды видны как точки. Тут нам опять помогает физика.

Поскольку звезды излучают почти как абсолютно черное тело, закон излучения ими энергии в разных частях спектра известен. Если знать температуру звезды и ее светимость, то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. Но для нее, как для черного тела, теоретическая физика умеет вычислить полную энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром ее поверхности. По закону Стефана — Больцмана она пропорциональна четвертой степени температуры. Если мы разделим определенную таким образом полную энергию, испускаемую звездой, на энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром ее поверхности, то мы получим, очевидно, величину поверхности звезды. Звезда — шар, и, зная ее поверхность, уже школьник сможет вычислить ее диаметр.

Этот способ снятия мерки со звезд вполне надежен, но, как и всегда в науке, естественно хотелось бы найти возможность его проверить. Проверочный способ, применимый пока лишь к наиболее ярким звездам и с наибольшим угловым диаметром диска, был придуман в 1920 г. Он основан на явлении, называемом интерференцией. Для его осуществления Пизу в США пришлось преодолеть ряд технических затруднений, связанных с тем, что даже наибольший в мире телескоп оказался для данной цели недостаточно большим.

Выход из положения нашли, приделав на конце 2½-метрового телескопа (наибольшего в то время) стальную ферму длиной 6 м, по которой на тележке передвигались два больших плоских зеркала, принимавших свет звезды и отражавших его на зеркало телескопа. Тогда в телескоп изображение звезды представлялось крохотным полосатым кружком. При определенной величине расстояний между зеркалами полоски на этом кружке исчезали, и тогда теория интерференции позволяла вычислить угловой диаметр невидимого диска звезды. Зная расстояние до звезды, можно было вычислить и ее линейный диаметр.

Первая звезда, диаметр которой в 1920 г. удалось измерить «непосредственно» — интерферометром, была яркая красная звезда в созвездии Ориона — Бетельгейзе. Вообще первые измерения удались для гигантских красных звезд, не особенно к нам близких, но у которых угловые размеры, видимые с Земли, ожидались наибольшими. После измерения десятка таких звезд наступил длительный перерыв — дальше мощи инструмента оказалось недостаточно. В 1956 г. в Англии удалось наконец измерить диаметр Сириуса, а в 1963 г. в Австралии измерили диаметр Веги. Это — белые звезды, гораздо меньшие, чем красные гиганты, но одни из ближайших к нам. За последние годы найдены и другие, новые способы измерения угловых диаметров звезд.

Результаты всех этих измерений и расчетов мы приведем немного позже. Они показывают крайнее разнообразие звездных размеров. Отметим лишь, что одной из наибольших среди известных звезд является звезда VV в созвездии Цефея. Она больше Солнца по диаметру по крайней мере в 1600 раз. Есть звезды, которые гораздо меньше Солнца.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку