«Открылась бездна, звезд полна...»

Мир «дивных» звезд... На протяжении многих столетий усеянный звездами небосвод служил всего лишь как бы фоном, на котором происходило движение Солнца и Луны, планет и изредка комет. И, конечно же, большой неожиданностью было появление на небе новых звезд в 1572 и 1604 гг., а в 1596 г. немецкий астроном Давид Фабриций (1564—1617) заметил в созвездии Кита звезду, которой там раньше не было видно и которая вскоре исчезла. Тридцать лет спустя нидерландский астроном Фокилид Гольварда (1618—1651) наблюдал ее исчезновение и повторное появление в 1639 г. Эту звезду Байер обозначил греческой буквой о, а Гевелий дал ей название «Мира» (т. е. «Удивительная»). В 1667 г. французский астроном (кстати, как и Фабриций, он был священником) Исмаэль Буллио (1605—1694) впервые измерил период изменения блеска Миры, оценив его в 333 дня (современные данные — 331,5 суток). Он же высказал предположение, что причиной изменения блеска может быть вращение звезды вокруг оси.

В 1667 г. итальянский астроном Джеминиано Монтанари (1633—1687) открыл переменность блеска звезды β Персея. Впрочем, эту звезду гораздо раньше уже знали арабские астрономы, назвавшие ее «Эль-Гуль», или «Альголь», «Глаз дьявола». В 1782 г. английский астроном Джон Гудрайк (1764—1786), потерявший в детстве после тяжелой болезни речь и слух, определил величину периода изменения блеска Алголя, а также разгадал причину этого явления: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Два года спустя Гудрайк обнаружил, что звезда δ Цефея регулярно меняет свой блеск с периодом 5,37 суток. Он же установил переменность звезды β Лиры. Его друг Эдуард Пиготт (1750—1807) в 1784 г. открыл переменность звезды η Орла, в 1785 г. — R Северной Короны и R Щита. В составленном Пиготтом каталоге переменных звезд (1786 г.) уже насчитывалось 12 объектов.

Заинтересовался изменениями блеска звезд и Гершель. Со свойственной ему фундаментальностью он решил проверить блеск всех 3000 звезд, включенных Флемстидом в его изданный посмертно в 1725 г. «Британский каталог» (кстати, Флемстид звездам каталога присвоил номера в порядке роста их прямых восхождений в пределах каждого созвездия; этими номерами пользуются и в настоящее время), а также сравнить этот блеск с данными атласа Байера. Итогом этой работы были четыре каталога, опубликованные в 1796—1799 гг., еще два каталога вышли после смерти Гершеля. Расхождения в блеске действительно были, но открыть переменную Гершелю удалось лишь одну — ею была звезда α Геркулеса.

Гершель изобрел систему запятых и черточек для фиксирования различий в блеске звезд, однако она оказалась неудобной. К тому же в изучении переменных звезд наступил перерыв до 1843 г., когда появилась статья Аргеландера о звезде β Лиры. Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Август Аргеландер (1799—1875) разработал метод численной оценки небольших различий в блеске переменной звезды и звезды сравнения (используемый и ныне метод «степеней»), впервые начал определять звездные величины с точностью до десятых долей, ввел классификацию переменных звезд, сохранившуюся в основном и сегодня. В 1843 г. Аргеландер опубликовал «Новую уранометрию» — атлас и каталог всех звезд, видимых невооруженным глазом. Позже, в 1852—1859 гг., он руководил работой над созданием каталога «Воинское обозрение», в котором для 324 198 звезд ярче 9-й звездной величины от Северного полюса мира до склонения δ = −2° были указаны координаты с точностью до 0,1′ и блеск с погрешностью 0,3^m. Но еще ранее, в 1844 г., Аргеландер написал «Воззвание к друзьям астрономии», в котором предложил с помощью небольших телескопов или даже визуально исследовать метеоры, блеск и цвет звезд и особенно изменения их блеска. Благодаря в значительной степени энтузиазму любителей астрономии к 1889 г. было уже зарегистрировано 225 переменных звезд. К 1919 г. лишь звезд типа Алголя было известно 131, звезд типа δ Цефея — цефеид — 169, долгопериодических переменных типа Миры Кита — более 600.

Были сделаны попытки установить причину переменности блеска звезд отдельных типов. Легче всего оказалось это сделать в случае Алголя и ей подобных. В 1889 г. немецкий астроном Герман Карл Фогель (1841—1907) совместно с Ю. Шейнером, изучая спектр Алголя, обнаружил регулярные изменения в положениях отдельных спектральных линий в полном соответствии с кривой блеска. Тем самым было подтверждено высказанное Гудрайком предположение о двойственности Алголя, оказавшегося затменной двойной звездой.

В 1894 г. выдающийся русский астроном А.А. Белопольский (1854—1934) установил периодичность изменения лучевой скорости звезды δ Цефея синхронно с изменением ее блеска. Аналогичные изменения были найдены и у других звезд этого типа. Около 20 лет разрабатывалась гипотеза, согласно которой цефеиды — двойные звезды, у которых компоненты находятся очень близко друг к другу. Но еще в 1896 г. при защите докторской диссертации А.А. Белопольским известный русский физик Н.А. Умов (1846—1915) высказал предположение, что цефеиды — пульсирующие звезды, периодически сжимающиеся и расширяющиеся.

Во второй половине XIX в. наблюдалось несколько вспышек новых: в 1866 г. в Северной Короне, в 1876 г. в Лебеде, в 1892 г. в Возничем. Объяснение же этого феномена было дано лишь в середине XX в.

...И примечательных туманностей. Современник Галилея немецкий астроном Симон Марий (1573—1624), предложивший, кстати, сохранившиеся до сих пор названия спутников Юпитера — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, был первым, Кто обратил внимание на туманное пятно в созвездии Андромеды. Оно, мол, «напоминает огонек свечи, на который смотришь ночью издали сквозь прозрачную роговую пластинку».

Гевелий уже наблюдал 16 «туманных звезд», в частности четыре — в Козероге, две — в Лебеде, три — в Геркулесе, две — в Скорпионе. Шесть туманностей знал Галлей: кроме туманности в Андромеде, также в Мече Ориона, в Стрельце, Кентавре, Орле и Геркулесе. Английский астроном Вильям Дерхэм (1657—1735) составил каталог этих объектов и провел их тщательное исследование. Туманность в Орле оказалась звездным скоплением. В отношении остальных он спрашивает: «...Не являются ли эти туманности особыми пространствами света, или, скорее, не могут ли они быть, по всей вероятности, расселинами или отверстиями в огромные регионы света позади звезд?». Так возникла еще одна проблема — установить природу туманностей...

Новый список туманностей опубликовал в 1755 г. французский астроном Никола Луи де Лакайль (1713—1762). Он писал: «Первый вид туманностей — не что иное, как беловатый участок пространства без четких границ, более или менее светящийся и часто самой неправильной формы; эти пятна обычно схожи с ядрами слабых комет, лишенных хвоста. Второй вид туманностей включает звезды, которые представляются туманностями только невооруженному глазу, а в телескоп видны как скопления отдельных, но расположенных очень близко друг к другу звезд. К третьему типу принадлежат звезды, которые действительно окружены белыми пятнами или туманностями первого вида».

Немногим раньше Лакайля, в 1733 г., французский ученый Жан-Жак Дорту де Мэран в книге «Физический и исторический трактат о северном сиянии» высказал предположение о том, что звезды могут выбрасывать потоки газа. Этот газ в дальнейшем может образовать облака громадных размеров, которые могли бы быть видны с больших расстояний как туманные пятна. Он писал: «В конце концов, несмотря на восхитительное единообразие, царящее в природе, во Вселенной есть и чудища, как в малом, так и в большом»...

Обсуждая природу объектов типа туманности из созвездия Андромеды, немецкий философ Иммануил Кант (1724—1804) в своей «Общей естественной истории и теории неба» (1755 г.) доказывал, что такие пятна света «могут быть только слитной массой множества неподвижных звезд». Кант писал: «Поскольку эти туманные звезды, несомненно, находятся от нас по меньшей мере столь же далеко, как и остальные неподвижные звезды, удивительными должны быть не только их размеры — так как они по необходимости окажутся во много тысяч раз больше самых больших звезд, — но главное то, что, будучи светящимися телами и солнцами, они при такой необычайной величине обладают наиболее тусклым и слабым светом. И естественно считать их не гигантскими едиными звездами, но системами из многих звезд».

Но Кант полностью осознавал, что туманности различных типов могут иметь различную природу: «Тут нас ожидают большие открытия, ключом к которым должны послужить наблюдения. Туманные звезды... должны быть исследованы и проверены...».

В 1731 г. английский физик и любитель астрономии Джон Бевис, а спустя 27 лет, в 1758 г., французский астроном Шарль Мессье (1730—1817) независимо обнаружили в созвездии Тельца «белесоватое вытянутое пятно света, по форме напоминающее свечу, не содержащее внутри себя звезд». В середине XIX в. этот объект получил название «Краб». В 1781 г. Мессье составил каталог туманностей и звездных скоплений, содержащий 103 объекта, из которых 68 впервые были открыты им самим. Составил же он его для облегчения поисков комет, которых Мессье в 1763—1802 гг. открыл 14. Туманность из созвездия Тельца стоит в каталоге Мессье под номером 1, туманность Андромеды — под номером 31 (краткое обозначение объектов — M 1 и M 31).

Но это была лишь крупица того, чем, как оказалось, богато окружающее нас пространство Вселенной. Собрать же щедрый урожай удалось Гершелю...

«Он сломал засовы небес». «Coelorum perrupit claustra» — эти слова написаны на могиле выдающегося английского астронома Вильяма Гершеля, ученого, который целью своей жизни избрал познание строения небес.

Музыкант по профессии, Гершель очень увлекся астрономией. Чтобы осмотреть сказочные чудеса неба, столь захватывающе описанные в одной из прочитанных им книг, Гершель начал самостоятельно изготовлять зеркала для телескопов и очень скоро стал выдающимся мастером этого дела. Гершель писал: «Я решил ничего не принимать на веру, но собственными глазами увидеть все, что другие видели до меня..., дав себе слово не оставлять ни единого, даже малюсенького кусочка неба без надлежащего исследования».

Первый телескоп Гершеля (1774 г.) имел диаметр главного зеркала 20 см и длину 168 см. Б этот инструмент Гершель смог хорошо рассмотреть яркую туманность в созвездии Ориона. Успех окрылил ученого. С этого времени он с головой окунулся в работу: днем шлифовал зеркала, вечером давал концерты и уроки музыки, ночью наблюдал звездное небо. Он писал своему брату: «...Мне необходимо занятие: от безделья я становлюсь больным, оно меня убивает».

Помогала Гершелю его сестра Каролина. Вот что она писала про лето 1774 г., о заботах, в которых нуждался ее брат: «...Когда он шлифовал, мне даже приходилось самой класть ему пищу в рот, иначе он совсем изголодался бы: однажды, кончая шлифовать семифутовое зеркало, он не отрывал от него рук в течение шестнадцати часов»... Иначе нельзя: если остановиться, чтобы отдохнуть, форма зеркала в итоге будет с дефектами. В 1787 г. Гершель построил свой наибольший телескоп с диаметром зеркала 147 см (рабочий диаметр 122 см), фокусным расстоянием более 12 м и весом 2 т. Всего же он отшлифовал около 400 зеркал. После открытия планеты Уран (см. с. 200) Гершель стал астрономом-профессионалом.

Гершель — основоположник звездной астрономии, науки, изучающей строение и развитие звездных систем. Он впервые «переадресовал» внимание астрономов с Солнечной системы на более отдаленные объекты Вселенной. Гершель «сломал засовы небес», открыл окно в Большую Вселенную, в величественный по своей красоте мир звезд и туманностей.

Уже ранее шведский философ Эммануил Сведенборг (1688—1772) в своем труде «Опыт философии и минералогии» впервые высказал мысль о том, что звезды, большинство которых мы наблюдаем в виде Млечного Пути, объединяются в гигантскую звездную систему, причем в безграничной Вселенной таких систем может быть очень много. Эти представления развил английский астроном Томас Райт (1711—1786) в своей книге «Теория Вселенной» (1750 г.). Он подчеркнул при этом, что наша звездная система имеет форму плоского диска. Ламберт в «Космологических письмах о строении Вселенной» (1761 г.) утверждал, что Вселенная представляет собой безграничную «иерархическую лестницу» — безграничную геометрическую прогрессию космических систем. В этой схеме Солнце вместе с планетами и кометами создает систему первого порядка. Систему второго порядка составляет Солнце вместе со многими другими звездами, вращающимися вокруг какого-то массивного центрального тела. Млечный Путь по Ламберту — это система третьего порядка. По его мнению, таких систем во Вселенной неисчислимое множество, в частности это и туманности, наблюдаемые в отдельных участках неба. Совокупность многих млечных путей представляет систему четвертого порядка и т. д. Ламберт оценил расстояние до звезд первой величины (в частности, до Сириуса) числом 500 000 а. е. По его подсчетам, протяженность Млечного Пути в 150 000 раз превышает эту величину, т. е. она должна бы равняться 75 млрд а. е. (1 200 000 световых лет).

Но все это были догадки. Конкретные же выводы об устройстве Галактики, о природе туманностей могли быть сделаны в результате многих и тщательных наблюдений. Ими мы и обязаны Гершелю...

Прежде всего, Гершель дал убедительное свидетельство того, что расстояния до различных звезд неодинаковы и что Солнце по отношению к ближайшим звездам движется в пространстве. Еще в 1718 г., сравнивая каталоги звезд, составленные Гиппархом, Тихо Браге и Флемстидом, Галлей обнаружил, что звезды Сириус, Арктур и Альдебаран проявляют свое собственное движение на фоне далеких «неподвижных» звезд. До 1760 г. Майер уже обнаружил этот эффект у 57 звезд. И вот в 1783 г., сравнивая собственные движения 59 звезд, Гершель заметил, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы расходятся, тогда как на противоположном участке неба сближаются. Из этого он сделал такой вывод: поскольку некоторые звезды движутся, а, кроме того, все звезды притягивают друг друга, то все звезды, в том числе и Солнце, перемещаются в пространстве. При этом движение Солнца может быть обнаружено по кажущимся смещениям звезд в противоположном направлении. Точку неба (по расчетам Гершеля она находится недалеко от звезды λ Геркулеса), по направлению к которой движется Солнце, Гершель назвал апексом (лат. apex — вершина). Гершель оценил и скорость движения Солнца по отношению к ближайшим звездам: «...Мы можем обычным путем установить, что солнечное движение определенно не может быть меньше того движения, которое Земля совершает по своей годичной орбите», хотя и завысил ее по крайней мере в полтора раза.

В телескоп Гершеля были видны звезды до 15^m. Гершель решил составить представление о строении звездной системы на основании наблюдений и для этого использовал «метод черпков». Он провел воображаемую плоскость через середину Млечного Пути (такую плоскость принято называть галактической) и подсчитывал число звезд, видимых в телескоп, в каждом из 1083 участков неба, расположенных на разных угловых расстояниях от этой плоскости. При этом ему пришлось иметь дело с подлинным морем звезд. Так, по его оценкам, в плотных частях Млечного Пути в полосе шириной 2° перед его глазами за 15 минут проходило... более 116 тысяч звезд! На основании анализа полученных результатов Гершель пришел к выводу, что звездная система — Галактика, в которую входит и наше Солнце, — имеет вид сплюснутого диска диаметром 5800 и толщиной 1100 световых лет. (Именно Гершель и ввел световой год как единицу измерения расстояний.) Как нам известно, он преуменьшил размеры Галактики в... 15 раз.

Большое внимание уделил Гершель туманностям. В 1786 г. вышел его «Каталог тысячи туманностей и звездных скоплений». Во втором каталоге 1789 г. содержалось еще более 1000 объектов, а в 1802 г. вышло третье дополнение из 500 объектов, всего их Гершель насчитал свыше 2500. Он первым обнаружил разнообразие форм туманностей, отдельно выделив «планетарные» и «кометарные» туманности. Гершель допускает существование в межзвездной среде «самосветящейся диффузной материи». Он говорит: «Быть может, было слишком поспешным заключить, что все млечные туманности, которых так много на небе, обязаны [своим видом] лишь свету [скопившихся здесь] звезд... Эти туманные звезды могут служить ключом к разгадке других таинственных явлений».

Изучая Большую туманность Ориона, Гершель приходит к выводу, что «светящаяся материя подходит для нее значительно лучше, чем скопление удаленных звезд». В 1802 г. он делает попытку классифицировать туманности с учетом истинной их природы, а не по внешним признакам. Так он выделил шесть классов: туманности, «звезды с шипами, или звездные туманности», «млечные туманные образования», «планетарные туманности» и «планетарные туманности с яркими центрами». Объекты первых двух классов Гершель считал далекими звездными системами «типа нашей звездной системы». Расположены они далеко за пределами Галактики. Ближайшей из них и должна быть система из созвездия Андромеды. Он писал: «Я не считаю необходимым повторять, что небеса состоят из участков, в которых солнца собраны в системы».

В другом месте Гершель пишет: «Хотя мы привыкли называть Млечным Путем часть неба, ограниченную яркой зоной, возможно, следует указать некоторые Другие необычайно интересные туманности, которые не могут быть меньшими и, вероятно, намного даже более протяженные, чем наша собственная система. А поскольку они также имеют вытянутую форму, то жители планет, обращающихся вокруг звезд, составляющих эти системы, должны, как и мы, наблюдать такое же явление. Поэтому эти туманности также могут быть названы млечными путями — с малой буквы в отличие от нашей системы». Последняя же, по Гершелю, является лишь островком в океане Вселенной...

Гершель сделал также попытку оценить расстояние до этих далеких млечных путей. За единицу масштаба он принял расстояние «Солнце — Сириус», считая его равным 6,38 светового года (в действительности оно равно 8,7 светового года). Кстати, именно в этих единицах он дал и размеры нашей Галактики: протяженность 850 и толщина 200—250 световых лет (в 1817 г. он «увеличил» протяженность до 1800 единиц). Итак, расстояние до туманности Андромеды Гершель оценил в 200 расстояний «Солнце — Сириус», т. е. всего в 12 760 световых лет, допустив ошибку почти в 200 раз. Однако расстояния до самых слабых «туманностей» — далеких галактик, которые ему удавалось наблюдать, он оценивал правильно — в 1 млн световых лет.

Оценив расстояния до далеких туманностей — звездных систем, Гершель вполне справедливо указывает, что их возраст измеряется миллионами веков, так как при помощи телескопов астрономы заглядывают в далекое прошлое этих объектов... «Такой объект, — говорит Гершель, — должен был существовать много лет назад, чтобы мы могли лишь теперь обнаружить его».

Гершель обратил внимание на особенности в распределении туманностей на небесной сфере — неравномерность и тенденцию к скучиванию. Он писал: «...Я уже вскоре заметил, что в одних направлениях туманности обнаруживается, в других — нет» и «когда я наталкивался на одну туманность, я обычно обнаруживал по соседству еще несколько их». К тому же они в ряде случаев образует целые «пакеты», или «пласты»...

Три последних класса выделенных Гершелем туманностей, по его мнению, определенно не состоят из звезд, а представляют собой массы диффузной самосветящейся материи в различных состояниях сгущения.

Еще в 1785 г. он высказал мысль, что во Вселенной продолжается рождение новых объектов. «Материалом» при этом будто бы являются старые скопления звезд (как он тогда думал, это — планетарные туманности). В них звезды уже настолько сближены, что движутся сквозь атмосферы друг друга. Тормозясь, они падают друг на друга, образуя новые тела, что, в частности, могло бы быть причиной вспышки новой звезды.

После того как он убедился в существовании в межзвездном пространстве настоящих газовых туманностей, Гершель в 1791 г. приходит к выводу, что они как раз могут быть тем материалом, из которого формируются звезды. Звезда образуется вследствие сжатия туманности, а ее масса к тому же может еще возрастать за счет выпадения на нее окружающего вещества. Гершель писал: «Этот взгляд проливает новый свет на строение неба. Оно мне представляется теперь чудесным садом, в котором размещено огромнейшее количество самых разнообразных растений, высаженных на различные грядки и находящихся на разных стадиях развития; из такого состояния вещей мы можем иметь по крайней мере одну пользу: можем наш опыт растянуть на огромные отрезки времени. Ведь не все ли равно, будем мы последовательно присутствовать при зарождении, цветении, одевании листьями, оплодотворении, увядании и, наконец, окончательной гибели растений или одновременно будем наблюдать много образцов, взятых на разных ступенях развития, через которые растение проходит в течение своей жизни?».

На протяжении более сорока лет Гершель изучал тесные пары звезд и уже в 1782 и 1784 гг. опубликовал два каталога «двойных» звезд. Но лишь в 1803 г. он смог уверенно сообщить об установлении им определенной физической связи для 50 пар звезд, орбитальное движение компонент которых он уже зафиксировал. В 1822 г. был опубликован третий каталог 145 двойных звезд с подробным исследованием их орбит. Всего же Гершель открыл свыше 800 двойных и кратных систем звезд.

Да, Гершель открыл целый мир — мир двойных звезд и самых разнообразных туманностей. Можно, конечно, если говорить о мире туманностей, утверждать, как это делает Ч. Уитни, что «он открыл его загадки, но не нашел их решения». Но ведь до разработки метода спектрального анализа оставалось более чем полвека! Поэтому сын Вильяма Гершеля Джон Фредерик Вильям Гершель (1792—1871) спустя четыре года после смерти отца спокойно мог сказать: «Поле предположений так широко и аналогии, на которые мы должны полагаться, так ненадежны, что в настоящее время нам, пожалуй, следует отказаться от гипотез и обратиться (быть может, на века) к наблюдениям»...

Коперник прав: доказательства найдены! Попытки обнаружить годичное смещение звезд повторялись неоднократно многими астрономами. Ведь оно было бы непосредственным доказательством правильности гелиоцентрической модели мира. Время от времени то тот, то другой астроном утверждал, что ему удалось измерить это смещение. Среди них был и Гук. Да, все тот же Гук, низенький, скрюченный и горбатенький, успевающий за день посетить несколько лондонских кофеен и поделиться с каждым встречным новостями астрономии и физики, который благодаря своему таланту сумел подняться из непроглядной нищеты до кресла секретаря Королевского общества, Гук, который многое действительно открыл первым, но очень часто так и не сумевший сориентироваться в том, что же ему «приплыло в руки». Вот этот самый Гук однажды уведомил всех, что он измерил годичный параллакс звезды γ Дракона и получил число 30″. Увы, будь он повнимательнее — ведь он действительно открытие сделал — да, будь он повнимательнее, и мы в школе заучивали бы важную фразу: «Гук открыл явление аберрации света и дал первое доказательство правильности теории Коперника». Но...

В конце 1725 г. уже упоминавшийся английский астроном Джеймс Брадлей решил проверить результаты Гука. Для этого он использовал зенитный сектор радиусом 7,2 м, дуга которого имела всего несколько градусов. Инструмент был установлен в меридиане так, чтобы он не менял своего положения на протяжении года и чтобы его можно было направлять на звезду, проходящую через зенит.

И в самом деле, оказалось, что угловое расстояние звезды γ Дракона от зенита на протяжении года изменяется! С декабря до марта звезда сместилась на 20″ на юг, с марта по сентябрь — на 40″ на север, а к началу декабря снова, как и в июне, возвратилась на свое «среднее» место. Погрешность наблюдений Брадлея не превышала 2″.

И все же это не было параллактическим смещением! Ведь взаимное положение звезды γ Дракона и Солнца на небесной сфере таково, что, «отображая» движение Земли вокруг Солнца, эта звезда должна была бы достигать наибольшего смещения в ту или другую сторону на три месяца раньше, чем об этом свидетельствовали наблюдения. Это не могло быть связано и с колебательным движением земной оси (Брадлей позже открыл это нутационное движение с периодом 19 лет и амплитудой 18″), так как оказалось, что чем ближе звезда к эклиптике, тем ее смещение вдоль меридиана меньше.

По преданию Брадлей, плавая на лодке по Темзе, заметил, что флажок на мачте изменяет свое направление по отношению к берегу каждый раз, как только лодка меняет свой курс. Ведь направление, указываемое флажком, является результатом сложения скорости ветра и лодки. А что, если вместо ветра представить себе поток света, идущий от звезды, а вместо лодки Землю? И Брадлей в 1729 г. написал: «Наконец я догадался, что все упоминаемые явления происходят в результате поступательного распространения света и годичного движения Земли по своей орбите». Вследствие этого «...всегда будет существовать разница между действительным и видимым положением объекта, если только глаз не будет двигаться прямо к нему или от него».

В самом деле, за время прохождения светового луча от объектива до окуляра сам телескоп (вследствие движения Земли) смещается (рис. 55). Поэтому его необходимо наклонять слегка в направлении движения Земли, чтобы избранное светило оставалось в центре поля зрения. Это явление, названное позже аберрацией, явилось серьезным доказательством правильности теории Коперника.

Рис. 55. Аберрация; наблюдатель, движущийся со скоростью V, увидит светило не в направлении SP, а в направлении S′Q

Второе доказательство — годичное параллактическое смещение близких звезд на «общем звездном» фоне — было получено столетием позже. Стремление обнаружить упомянутые смещения было, вероятно, у всех, кто занимался измерением точных координат звезд, начиная с Тихо Браге. Попытки, как правило, были неудачными, и это все более укрепляло уверенность в том, что расстояния до звезд поистине огромны. Например, в книге «Рассуждение о строении мира» (1770 г.) петербургского академика Франца Эпинуса (1724—1802), в которой, кстати, излагалась коперниканский теория строения Солнечной системы, указывались следующие расстояния до звезд: «восемь тысяч крат тысяча миллионов миль не довольны к измерению расстояния самой ближайшей неподвижной звезды от нас». А это соответствует расстоянию... в 6,5 светового года (1 миля = 7,5 км)!

Еще Галилей в «Диалогах» устами коперниканца Сальвиати предложил дифференциальный метод обнаружения параллактического смещения звезд: измерять угловое расстояние между двумя близкими на небесной сфере Звездами, существенно различающимися между собой по блеску. И Брадлей сделал правильный вывод о том, что с помощью имевшихся в его время инструментов обнаружить смещения звезд, вызванные годичным движением Земли, нельзя.

После Гюйгенса совершенствовались попытки установить расстояния до звезд фотометрическим путем. Так, в 1801 г. Ольберс, сравнивая блеск Альдебарана с блеском Марса, нашел для этой звезды параллакс π = 0,60″ (истинное значение 0,048″), а из сравнения блеска Проциона и Сатурна — параллакс Проциона 0,57″ (истинное значение 0,288″). Джон Гершель в работе «О параллаксах неподвижных звезд» (1826 г.) предложил измерять изменения позиционных углов близких оптических пар звезд — угол между направлением на полюс мира и на вторую звезду с вершиной в первой. Расчет показывает, что если звезды находятся на расстоянии 5″ и параллакс одной из них равен 1″, то это приведет к колебаниям величины позиционного угла почти на 11,5°, а если угловое расстояние между звездами равно 1″, то на 53°. Так Гершель для 69 звезд нашел величины параллаксов в пределах от 0,020″ до 0,136″.

Первый в истории астрономии индивидуальный параллакс звезды определил и опубликовал в 1822 г. в третьем томе «Дерптских наблюдений» В.Я. Струве (1793—1864). Это была звезда а Орла — Альтаир. По Струве ее параллакс 0,181″ (истинное значение 0,198″). Струве использовал метод наблюдений пар звезд, прямые восхождения которых отличаются примерно на 12 часов, фиксировал моменты их кульминаций (верхних и нижних) и в итоге получал линейные комбинации параллаксов обеих звезд каждой наблюдавшейся им пары¹. В целом в упомянутой работе Струве показал, что параллаксы 27 ярких звезд не превышают 0,5″.

В 1837 г. В.Я. Струве издал каталог «Микрометрические измерения», в который вошли результаты его 15-летних наблюдений двойных звезд. Там же он сообщает об определении параллакса звезды а Лиры (Веги), 0,125″ (истинное значение 0,12″).

В 1839 г. были опубликованы результаты измерений параллакса звезды 61 Лебедя, полученные немецким астрономом, директором Кенигсбергской обсерватории Фридрихом Вильгельмом Бесселем (1784—1846): π = 0,314″ (истинное значение 0,293″). В том же году английские астрономы Томас Гендерсон (1798—1844) и Томас Маклир (1794—1879) — второй сменил первого на посту директора Капской обсерватории (Южная Африка) — определили параллакс звезды а Кентавра: π = 0,976″ (истинное значение — 0,751″)... По этому поводу Джон Гершель сказал: «Стена, препятствовавшая нашему проникновению в звездную вселенную,... была пробита почти одновременно в трех местах. Это — самый величественный, самый славный триумф, который когда-либо переживала практическая астрономия».

Были получены доказательства и вращения Земли вокруг своей оси. В 1791 г. итальянец Джованни Гульельмини обнаружил, что металлический шар, падающий с высоты 73 м, отклоняется к востоку почти на 1 см. Именно так и должно быть: ведь вершина башни, с которой падает шар, расположена дальше от оси вращения планеты и поэтому имеет большую линейную скорость движения. Ее и сохраняет шар при падении.

В 1851 г. французский физик Жан Бернар Леон Фуко (1819—1868) под куполом парижского Пантеона подвесил на проволоке длиной 67 м тяжелый металлический шар (весом 28 кг) и придал этому маятнику колебательное движение. Плоскость колебаний маятника непрерывно поворачивается, свидетельствуя о вращении Земли. Если бы маятник был установлен на полюсе, то, сохраняя плоскость своих колебаний неподвижной относительно звезд, он за сутки поворачивался бы на 360°, тогда как на экваторе эта плоскость сохраняет свое положение. Если же наблюдатель находится на географической широте φ, то угол поворота маятника за 5 мин колебаний равен 1,25° sin φ.

В звездном водовороте. На протяжении всего XIX в. продолжалась тяжелая (почему бы не сказать — изнурительная, самозабвенная?) работа по «инвентаризации» отдельных объектов звездной Вселенной, уточнению их координат, выявлению собственных движений, измерению их параллаксов. Ко всему сказанному выше добавим здесь еще несколько характерных штрихов.

Прежде всего, об одном из основателей астрометрии — Бесселе. Он был учеником конторщика в крупном торговом доме, перед ним вырисовывались широкие возможности. Но он... предпочел «бедность и звезды» и поступил ассистентом на частную обсерваторию немецкого астронома Иоганна Иеронима Шрётера (1745—1816), занимавшегося изучением Луны и планет, с ничтожным жалованием... В 1802 г. Бессель писал брату, что «математика — самая увлекательная наука из всех наук. Вместе с астрономией она заменяет мне... развлечения, которые я знаю только по имени». В 1810 г. его пригласили для организации Кенигсбергской обсерватории, директором которой он и был до конца своей жизни.

С 1821 по 1833 г. на установленном им меридианном круге Бессель провел наблюдения более 75 000 звезд в зоне от +47° до −16° по склонению. И вот в 1834 г., изучая собственные движения звезд, Бессель обнаружил еле заметные отклонения этого движения у Сириуса, а в 1840 г. — то же самое у звезды Процион: пути обеих звезд выглядели «волнистыми». Объяснил это Бессель тем, что у каждой из этих звезд есть темный невидимый спутник, который, обращаясь вокруг главной звезды, возмущает ее движение. В обоих случаях период обращения спутника Бессель оценил в 50 лет. Бессель писал: «Тот факт, что мы видим бесчисленное множество ярко блистающих звезд, не может еще сам по себе служить доводом для того, чтобы отрицать возможность существования бесчисленного множества темных невидимых звезд».

И в самом деле, в январе 1862 г. Альван Кларк (1804—1887) — известный американский оптик-шлифовальщик, испытывая только что изготовленный объектив диаметром 46 см, обнаружил спутник Сириуса в виде звездочки не ярче 8^m. Через 34 года, в 1896 г., американский астроном Джон Мартин Шеберле (1853—1924) открыл спутник Проциона — звезду 13^m. Как оказалось позже (см. с. 269), это были представители нового типа звезд — белых карликов.

В 1839 г. была основана Главная астрономическая обсерватория Петербургской Академии наук в Пулкове, первым директором которой был выдающийся русский астроном В.Я. Струве. Еще в 1827 г. он, просмотрев около 120 000 звезд, опубликовал «Новый каталог» двойных звезд, в котором насчитывалось 3110 объектов, причем 2343 из них были открыты самим Струве. Большое значение для развития звездной астрономии имела книга Струве «Этюды звездной астрономии» (1847 г.). Здесь Струве на основании многочисленных наблюдений не только сделал правильный вывод о том, что «существует потеря света, поглощение при прохождении света через мировое пространство», но и нашел, что блеск звезды ослабляется в среднем на 0,6^m на каждые 1000 парсеков². Анализируя наблюдения В. Гершеля, Струве пришел к выводу, что реальная проницающая сила телескопа Гершеля была почти в три раза меньше определенной теоретически. Струве писал: «Я не вижу никакого другого объяснения [этого факта], помимо допущения, что интенсивность света убывает быстрее, чем обратно пропорционально квадрату расстояния...». Увы, существование поглощения света в межзвездном пространстве было окончательно признано астрономами лишь после 1930 г.

В 1847 г., спустя всего восемь лет после основания Пулковской обсерватории, об уровне ее работ директор Гринвичской обсерватории Эри сказал следующее: «Я ничуть не сомневаюсь в том, что одно пулковское наблюдение стоит не меньше двух, сделанных где бы то ни было в другом месте»... Неслучайно поэтому при составлении фундаментальной системы положений звезд — каталога Босса — объем работ, выполненных пулковскими астрономами, достигал 30%. Совершенно заслуженно американский астроном Бенджамин Анторп Гулд (1824—1896), посетив Пулковскую обсерваторию, назвал ее «астрономической столицей мира»...

В середине XIX в. «созрел» вопрос об особенностях движения звезд в Галактике. Поставил его Аргеландер: «Если Солнце подобно другим (неподвижным) звездам движется, то по какому закону происходит это движение? Подчиняются все эти бесчисленные небесные тела только их взаимному тяготению, образуют они многие системы или повинуются все они преобладающей силе тяготения единственного большого центрального тела?». Проанализировав известные ему данные о собственных движениях 390 звезд, Аргеландер сделал вывод, что, «по-видимому, в центре звездной системы находится массивное тело». Однако он возражал против высказанного Кантом предположения, будто им является Сириус: эта звезда находится на угловом расстоянии в 22° от антиапекса, а если бы он находился в центре движений звезд (и Солнца), то этот угол должен быть близок к 90°. Но Аргеландеру, местом нахождения центрального тела должно быть созвездие Персея...

Иной взгляд был высказан Медлером, бывшим с 1840 по 1866 г. директором Дерптской (Тартуской) обсерватории, в его двухтомном труде «Исследования системы неподвижных звезд» (1847—1848 гг.) Медлер исходил из предположения об отсутствии в центре нашей звездной системы массивного тела. Он рассмотрел движение звезд в поле тяготения всей совокупности примерно равных по массе звезд. Геометрический центр этого движения, по Медлеру, находился в скоплении Плеяды. Он писал: «Плеяды образуют гравитационный центр всего звездного мира, включающего и кольцо Млечного Пути. Этот центр не представляет собой материального тела большой массы, он является скорее мнимым центром тяжести, по отношению к которому общее притяжение звезд находится в равновесии. Отсутствие массивного тела в центре является причиной того, что притяжение растет с увеличением расстояния до центральной точки. Той отдельной звездой, в которой можно поместить центр тяжести с большей вероятностью, чем где-либо еще, является Альциона». Звезды в Галактике будто бы образуют систему концентрических колец, а радиус нашей звездной системы составляет 3648 световых лет, причем Солнце будто бы находится вблизи центра Галактики.

Критикуя эти взгляды Медлера, профессор Казанского университета М.А. Ковальский (1821—1884) разработал метод определения движения Солнца в пространстве, впервые дал математическую постановку задачи о вращении нашей звездной системы, установил, что звезды в галактическом поясе движутся медленнее, чем вне его. Ковальский опроверг гипотезу Медлера о существовании динамического центра звездной системы в Плеядах и показал, что при движении звезд проявляются более сложные закономерности, обусловленные взаимодействием звезд.

В середине XIX в., как только ирландский астроном Уильям Парсонс — лорд Росс (1800—1867) в 1845 г. закончил строительство крупнейшего по тем временам телескопа с диаметром зеркала 183 см и фокусным расстоянием 15,8 м, снова заострился вопрос о природе туманностей. Ведь В. Гершель в последние годы своей жизни как будто склонен был относить подавляющее число туманностей в разряд «самосветящейся диффузной материи». В телескоп же Росса были видны многочисленные детали туманностей, и Росс сделал вывод, что он различает в них отдельные звезды. Поэтому вскоре к числу звездных систем были отнесены даже кольцевая (планетарная) туманность в созвездии Лиры, Крабовидная туманность и... туманность Ориона.

Весной 1845 г. Росс заметил, что туманность M 51 в созвездии Гончих Псов имеет спиральную форму (рис. 56), она и получила на долгое время название «Водоворота Росса». Аналогичная спиральная структура была замечена им еще примерно у двадцати других туманностей. Росс, а вслед за ним и многие другие астрономы полагали, что веществу этих объектов присуще мощное вихревое движение, которое они и пытались измерить. Но мир туманностей оставался и дальше загадочным — до тех пор, пока не стали известны расстояния до этих объектов.

Рис. 56. Туманность M 51 по рисунку Росса («Водоворот Росса»)

Парадоксы бесконечного. Как известно, парадоксом называется явление или взгляд, резко расходящийся с общепризнанными представлениями. Так называемые космологические парадоксы возникли при экстраполяции (распространении) законов классической физики на всю бесконечную Вселенную. Их существование давало, в частности, повод отрицать саму идею бесконечности Вселенной. В определенной степени анализ этих парадоксов содействовал развитию астрономии.

Первым среди них является фотометрический парадокс, высказанный в 1744 г. французским астрономом Жаном Филиппом Шезо (1718—1751) и заново сформулированный в 1820 г. Ольберсом: «Если бы Вселенная была бесконечной, число звезд в ней — беспредельно велико и если бы эти звезды были распределены во Вселенной равномерно, то все небо должно было бы выглядеть ослепительно ярким». В действительности такое явление не наблюдается.

Сущность гравитационного парадокса высказана в 1895 г. Зелигером: «Если в беспредельном пространстве плотность вещества не бесконечно мала, а каждые две материальные частички притягиваются взаимно по закону Ньютона, то сила тяготения, действующая на какое-либо тело, была бы неограниченно велика, под ее действием тела приобрели бы бесконечно большие ускорения».

Как оказалось, устранить оба этих парадокса можно, приняв предложенную Ламбертом иерархическую схему распределения вещества во Вселенной. Кроме того, фотометрический парадокс устраняется учетом факта «красного смещения» спектрах галактик (см. с. 289); так же в рамках общей теории относительности нет места и для гравитационного парадокса. Подробнее об этом см. книгу И.Д. Новикова «Эволюция Вселенной» (М.: Наука, 1983).

В 1850 г. немецкий физик Рудольф Клаузиус (1822—1888) в своем труде «О движущей силе теплоты» пришел к выводу, что в природе существует переход теплоты от теплого к более холодному телу. Отсюда следовало, что «состояние Вселенной должно все больше и больше изменяться в определенном направлении». Несколько позже английский физик Уильям Томсон (лорд Кельвин, 1824—1907) предположил, что выравнивание температуры во Вселенной происходит из-за процессов превращения световой энергии в теплоту. Это будто бы в конечном итоге должно привести к «тепловой смерти» Вселенной — равномерному распределению тепла между телами Вселенной, при котором какие-либо процессы станут невозможными.

По этому поводу Ф. Энгельс указал: «Вопрос о том, что делается с потерянной как будто бы теплотой, поставлен, так сказать, nettement (начистоту, без уверток. — Ред.) лишь с 1867 г. (Клаузиус). Неудивительно, что он еще не решен; возможно, что пройдет еще немало времени, пока мы своими скромными средствами добьемся его решения. Но он будет решен; это так же достоверно, как и то, что в природе не происходит никаких чудес»³.

И действительно, физики вскоре пришли к выводу, что принцип «выравнивания температуры», являющийся статистическим законом и установленный в земных масштабах для замкнутых систем, ни в коей мере не может быть распространен на бесконечную Вселенную.

Примечания

1. Ерпылев Н.П. Развитие звездной астрономии в России в XIX веке // ИАИ. — 1958. — Выв. IV. — С. 75.

2. 1 парсек (1 пк) — это расстояние, при котором параллакс звезды равен 1″ (т. е. расстояние, с которого диаметр земной орбиты виден под углом 1″); 1 пк= 3,26 светового года.

3. Маркс К., Энгельс Ф. Соч. — Т. 20. — С. 599.