8. Звездно-астрономические работы В.Я. Струве

Исследования двойных звезд, начатые В. Струве в Дерпте сначала на пассажном инструменте, а с 1813 г. на 95-миллиметровом рефракторе, продолжались потом в Пулкове. Они до сих пор представляют материал огромной ценности и лежат в основе современных данных о двойных звездах. Орбитальное движение составляющих двойной звезды впервые было обнаружено В. Гершелем в системе двойной звезды Кастор в 1804 г., откуда он и вывел заключение о существовании физически связанных систем двух и более солнц. Свои исследования двойных звезд В. Струве начал в 1813—1814 гг. с проверки вывода Гершеля в отношении Кастора. Позднее, используя с конца 1825 г. превосходный новый рефрактор Фраунгофера с нитяным микрометром, В. Струве за два с половиною года исследовал все северное звездное небо до —15° склонения, проверив 120 тыс. звезд и обнаружив 2200 новых двойных и кратных звезд. Последующие 15 лет пошли на тончайшие и терпеливые повторные измерения расстояний и взаимных положений составляющих звездных пар, причем в ряде случаев обнаруживалось орбитальное движение и была доказана физическая связь между ними.

В работе 1837 г. В. Струве дал так называемые углы положения, угловые расстояния, цвета и относительные яркости 2714 двойных звезд. Эти работы Струве продолжал до 1852 г. Из его работ выяснилось, что на каждые 40 звезд ярче 9-й величины одна оказывается двойной. Каталог Струве включает пары с расстоянием меньше 32″. Струве считал, что при большем расстоянии между звездами вероятность случайной (перспективной) близости двух одиночных звезд является слишком большой. Большой процент двойных систем среди ярких звезд Струве объяснял трудностью обнаружения слабых спутников у более отдаленных звезд. В настоящее время заключение Струве о большой распространенности в природе двойных звезд получило прочное подтверждение.

Одним из главных критериев для распознавания физических звездных пар послужило общее собственное движение составляющих звезд. Гипотеза Бесселя о существовании невидимого спутника Сириуса, вызывающего замеченные им неправильности в собственном движении этой звезды, в 1851 г. была проверена и подтверждена в Пулкове тщательным анализом Петерса.

Измерения и открытия двойных звезд продолжал в Пулкове на 15-дюймовом рефракторе и Оттон Васильевич Струве. Он открыл около 500 новых двойных звезд и для выяснения возможных ошибок наблюдений переработал также наблюдения своего отца. Каталоги обоих Струве лежат в основе современной науки о двойных звездах. Позднее интересные способы вычисления орбит двойных звезд были предложены многими русскими астрономами, о чем мы говорили в предшествующей главе.

В астрономической литературе обычно указывалось, что впервые годичный параллакс звезд был определен почти одновременно тремя астрономами, причем раньше других свой результат опубликовал немецкий астроном Ф. Бессель, работавший в Кенигсберге (ныне Калининград). Как известно, годичный параллакс звезды есть угол, под которым со светила видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная к лучу зрения; величина этого угла p обратно пропорциональна расстоянию до светила, а расстояние равно

D = 206265 : р″,

причем за единицу взята большая полуось земной орбиты. Таким образом, измерение параллакса звезды и дает величину расстояния до звезды. Известно также, что годичное движение Земли вокруг Солнца отражается в том, что все звезды из-за смещения наблюдателя вместе с Землей описывают в течение года на небе эллипсы, большие полуоси которых равны их годичным параллаксам. Крайняя малость параллактических смещений, обусловленная огромной удаленностью звезд, в течение трех столетий после Коперника не позволяла установить параллаксы звезд: слишком недостаточны были точность измерительных инструментов и техника их использования. Для уверенности в том, что наблюдаемые смещения звезды реальны и обусловлены именно параллаксом, а не другой причиной (в частности, ошибками измерений), необходимо было получить достаточное число наблюдений и добиться, чтобы их ошибки были меньше той величины, которая измерялась.

Принимаясь за кропотливые измерения, следовало выбрать звезду, для которой шансы на успех были реальнее, т. е. чтобы параллакс ее был больше (звезда была бы ближе к нам).

Бессель за признак близости принимал быстроту собственного движения, т. е. видимого углового перемещения звезды на небе вследствие ее движения в пространстве. Поэтому он выбрал неяркую звезду в созвездии Лебедя, обозначаемую «61 Лебедя». Обычно считают, что Струве выбрал одну из ярчайших звезд — Бегу, полагая, что видимый блеск звезды — признак ее близости. Мы знаем теперь, что истинная сила света звезд («светимость») очень различна, и Вега является далеко не ближайшей звездой. В действительности, Струве считал признаками близости и большой видимый блеск и большое собственное движение (а для двойных звезд — заметное орбитальное движение). Бегу он выбрал и как яркую звезду, и как звезду, обладающую значительным собственным движением, и как светило, могущее наблюдаться чаще многих других столь же ярких (видимых зимой или близких к горизонту).

Бессель начал измерять параллакс звезды 61 Лебедя с июля 1837 г. при помощи гелиометра, определяя ее расстояние от соседних звезд, которые считались более удаленными от нас. Бессель нашел параллакс 61 Лебедя равным 0″,3 и опубликовал найденный им параллакс в декабре 1838 г. Истинный параллакс Веги составляет (как мы теперь знаем) около 0″,08, т. е. Струве предстояло измерить величину вчетверо меньшую, чем та, которую измерял Бессель.

Струве начал свои измерения в Дерпте 17 ноября 1835 г. и окончил их 31 декабря 1836 г., определяя микрометром на своем превосходном 9-дюймовом рефракторе угловые расстояния Веги от соседней слабой звездочки, которую можно было считать гораздо более далекой. Кроме расстояния, он измерял и углы между линией, соединяющей звезды, и направлением на север. Струве развил теорию нахождения параллакса из таких измерений с учетом различных возможных ошибок и из 17 наблюдений получил параллакс Беги равным 0″,125 с вероятной ошибкой +0″,055, о чем в мае 1837 г. сообщил в отчете министру просвещения. В том же году в своем труде «Микрометрические измерения» он привел величину параллакса Беги. Как видим, результат Струве был вполне надежен и близок к истине. Позднее Струве продолжил наблюдения и в 1839 г. вторично вычислил параллакс Беги. Но при этом он усомнился в точности измерения углов, и, используя только расстояния, измеренные микрометром, он получил для параллакса Беги значение 0″,26 — более далекое от истины.

Таким образом, Струве свои измерения выполнил раньше, чем Бессель, и раньше опубликовал открытие. Благодаря работе Струве «лот, брошенный в бездны мироздания, впервые коснулся дна» — впервые были определены расстояния, отделяющие нас от звезд.

В это время Гендерсон в Южной Африке обнаружил параллакс звезды а Центавра, являющейся, по современным данным, ближайшей к нам звездой. Параллакс этой (невидимой в СССР) звезды составляет около 0″,75, но Гендерсон, сомневаясь в правильности своего результата (1″,16), сообщил о нем только в 1839 г.

В течение ближайшего десятилетия после первого успешного измерения звездных параллаксов О.В. Струве и Х.И. Петере проверяли в Пулкове установленные параллаксы и измеряли их у других звезд, в связи с чем Петере произвел более 5000 наблюдений. Петерсу также принадлежали исследование собственного движения Сириуса, притягиваемого невидимым спутником, критика гипотезы Мэдлера о центральном Солнце, наблюдения на вертикальном пулковском круге и его исследование, и ряд других работ по астрометрии и по сферической астрономии.

Исследования В.Я. Струве в области звездной астрономии, взятые сами по себе, не были столь длительны и обширны, как многие другие его работы, например составление звездных каталогов, однако по своему идейному и методическому значению они гораздо важнее. Струве впервые применил к изучению строения звездного мира подлинный звездно-статистический анализ, получивший дальнейшее развитие лишь через полвека. Именно Струве со всей остротой поставил вопрос о значении точной фотометрии звезд для звездно-статистического анализа и, в противоположность Гершелю, изучал распределение звезд на небе не только по числу, но и по блеску. В.Я. Струве по праву является одним из основоположников звездной астрономии, и потому его место в истории мировой науки должно быть выяснено со всей обстоятельностью.

Длительное время при оценке Струве как ученого на первое место выдвигались его астрометрические работы, а все остальное забывалось. Однако анализ работ Струве показывает, что его открытия в области звездной астрономии не были случайными, что они были подготовлены его предыдущим творчеством и что постановка астрометрических работ Струве на Пулковской обсерватории имела своей конечной целью выяснение строения звездной вселенной, т. е. преследовала задачи, имеющие самый широкий интерес. Струве был одним из ученых, отошедших от традиционного, узко аэрометрического понимания наблюдательной астрономии и отважившихся на широкие обобщения и построения, однако, со всей той строгостью, какую прививали занятия астрометрией и небесной механикой.

Широкий план астрометрических работ, организованных Струве в Пулкове, был продуман им еще в Дерпте. Струве, конечно, было ясно, что накопление достаточно многочисленных данных, нужных для выяснения строения звездной системы и происходящих в ней движений, осуществится еще не скоро, и он сознательно вел работы для будущего. Понимая, что он не будет жить так долго, чтобы иметь возможность лично использовать плоды этих обширных и многолетних работ, Струве решился на исследование обобщающего характера, основывая его по необходимости на гораздо менее полном материале.

Свои, соображения о строении звездной системы Млечного Пути Струве изложил впервые в «Описании центральной Пулковской обсерватории» в 1845 г. Они были основаны на Пулковских астрометрических каталогах, но, видя недостаточность этих, хотя и точных, данных, Струве в 1846 г. в своем предисловии к каталогу краковского астронома М. Вейсса (1798—1863) продолжил свои исследования на большем, хотя и менее однородном, материале. Однако, не дожидаясь выхода в свет этого каталога, Струве пересмотрел всю проблему заново и изложил ее в своей основной и фундаментальной работе «Этюды звездной астрономии»¹. В этой книге Струве дает блестящий научно-исторический анализ всех предыдущих работ, посвященных вопросу о строении звездной вселенной, начиная с Кеплера и Галилея и до своих непосредственных предшественников. Особое место он отводит при этом изложению работ Гершеля и постепенному видоизменению его взглядов. Исключительное внимание, уделяемое Струве Гершелю, основывалось на том, что труды этого замечательного астронома оказали большое влияние на творчество самого Струве. Однако выводы Струве о строении Млечного Пути существенно отличаются от выводов, полученных Гершелем в начале его изысканий. Между тем среди ученых — современников Струве — обаяние имени Гершеля и его авторитет были очень велики, и для Струве было чрезвычайно важно показать, что первоначальные взгляды Гершеля на строение Млечного Пути в действительности изменялись в процессе его последующей работы и что Гершель шаг за шагом отказывался от своих первоначальных выводов. В конце концов, показывает Струве, Гершель в сущности совершенно отказался от развитой им вначале теории строения Млечного Пути, а между тем в этом своем виде она и до сих пор часто приписывается Гершелю как теория, которой он якобы придерживался до конца жизни.

До середины XVIII в. астрономы почти не решались подойти к вопросу о строении звездной вселенной, сосредотачивая свое внимание на вопросах строения солнечной системы и происходящих в ней движений. Это игнорирование вопросов структуры мира звезд объяснялось необходимостью выяснить в подробностях строение солнечной системы. До этого трудно было перейти к решению вопросов, касающихся тел, лежащих неизмеримо далеко за пределами солнечной системы, которая сама еще не была достаточно изучена.

Вторая половина XVIII в. отмечена появлением трудов, содержащих широкие мировоззренческие выводы о строении вселенной. Авторами этих трудов были преимущественно представители не физико-математических, а философских наук, и труды их основывались в основном на умозрительных заключениях и дедукции.

В 1750 г. англичанин, сын плотника, Райт (1711—1786) в книге «Теория вселенной» (Лондон, 1750) впервые объяснил картину Млечного Пути как результат заполнения звездами пространства, имеющего форму громадного диска или мельничного жернова. Солнце находится в центре этого скопления звезд, и потому наш взгляд пронизывает наибольшую «толщу» звезд вблизи плоскости симметрии этого диска и по всем направлениям в этой плоскости, т. е. по кругу. Оттого их сияние и сливается для нас в сплошное светлое кольцо — Млечный Путь. Идея Райта оказала непосредственное влияние на Канта, Ламберта и даже на Гершеля, полагавших, что Солнце находится близко от центра звездной системы, в чем вольно или невольно еще проглядывали пережитки геоцентризма. Лишь Струве решился отойти от этой концепции и, хотя он не мог указать точно положения Солнца в системе звезд Млечного Пути, но пришел к выводу о &го эксцентричном положении.

Грандиозная картина, нарисованная Кантом (1724—1804) в его книге «Естественная история и теория неба» (1755), лишь в малой степени основывалась на наблюдаемых фактах. Кант, как почти одновременно с ним и Ламберт (1728—1777), исходил преимущественно из представления об аналогиях, которые должны существовать между солнечной системой и более обширными частями вселенной. Кроме того, в работах Ламберта, опубликованных в 1760—1779 гг. и представляющих исключительный интерес в силу множества содержащихся в них гениальных догадок, с огромной настойчивостью проводится, однако, телеологическая идея целесообразности в устройстве вселенной. Не останавливаясь на довольно существенных различиях в построениях Канта и Ламберта, отметим лишь, что они мыслили себе вселенную, построенную по принципу «иерархической лестницы» космических систем. По Ламберту, множество звезд образует систему третьего порядка (система первого порядка — планета с ее спутниками, второго порядка — звезда, окруженная планетами), в которой движения звезд регулируются притяжением колоссального центрального Солнца. Множество таких систем образует систему четвертого порядка и во главе ее сверхколоссальное центральное тело и т. д. Оба они склонялись к тому, что в центре системы каждого порядка, подобно тому как это имеет место в солнечной системе, должно находиться центральное тело (по Ламберту — «Регент»), которое в данной системе играет такую же роль, какую играет Солнце в солнечной системе. Работы Ламберта основаны на несравненно более тщательном анализе данных наблюдений, чем теория Канта, хотя иногда Кант оказывается ближе к истине, чем Ламберт. В целом концепция Ламберта отражала механистическую и телеологическую направленность, свойственную философии его времени. Но основная его идея — идея структурной бесконечности вселенной — подтверждается всем ходом развития науки. Мы знаем теперь, что звездные системы образуют скопления и облака — сверхгалактики, Есть все основания считать, что все доступные наблюдению системы входят в состав еще более грандиозной системы — Метагалактики. Но закономерности движений звезд и звездных систем гораздо сложнее, чем мог думать Ламберт, исходивший из допущения полной аналогии между солнечной системой и системами более высоких порядков.

Лишь В. Гершель (1738—1822) поставил при помощи своих больших телескопов первые систематические наблюдения над распределением звезд по небу.

Ввиду особенностей биографии Струве большой интерес представляет его высказывание о Гершеле, который подобно ему самому также выехал в молодости из Германии в другую страну. Струве говорит: «Гершель, по рождению немец, был полностью английским астрономом. Он начал свою астрономическую деятельность лишь после отъезда в Англию. Именно в Англии он приобрел способность создавать свои мощные инструменты, и именно на английском языке он печатал свои труды».

Трудно отделаться от впечатления, что в этих словах Струве как бы дает оценку себе самому, как русскому астроному, тем более, что это замечание о Гершеле Струве приводит без непосредственного повода и без упоминания о какой-либо попытке считать Гершеля немецким ученым.

Сущность работы Гершеля состояла в том, что, не будучи, конечно, в состоянии точно определить расположение всех звезд, видимых в его телескоп по всему небу, Гершель предпринял «черпки» неба. Направляя свой телескоп на различные участки неба, расположенные им по специальному плану, Гершель подсчитывал число звезд, видимых в поле зрения его телескопа. Отсюда он мог составить представление о числе звезд в разных местах неба. Такой выборочный, статистический прием подсчета звезд, необходимый для изучения строения вселенной, сохраняется в науке до сих пор и является основным методом статистических исследований в звездной астрономии. Однако при этом Гершель не делал никакого различия в яркости звезд. Он был убежден в том, что все звезды имеют истинную яркость одинаковую или почти одинаковую с Солнцем, и что все они в среднем находятся на одинаковых расстояниях друг от друга. Поэтому, анализируя результаты своих подсчетов, он принимал, что число звезд, видимых на определенной площади неба, определяется исключительно протяжением звездной вселенной по данному направлению. Чем дальше по данному направлению простирается пространство, заполненное звездами, тем больше звезд в этом направлении будет видно. Сверх того, и это крайне существенно, Гершель был первоначально убежден в том, что проницающая сила его телескопа позволяет ему видеть по любому направлению наиболее удаленные звезды, вплоть до самых пределов Млечного Пути. Поэтому к 1785 г. Гершель представлял себе картину строения Млечного Пути в таком виде: Млечный Путь является продолговатой, сплющенной системой, равномерно заполненной звездами, недалеко от центра которой находится и Солнце. Принимая расстояние до звезд 1-й величины за единицу, Гершель нашел для границ звездной системы Млечного Пути, якобы достигнутых его телескопом, расстояние от 46 до 497 единиц. Наибольшее протяжение Млечного Пути, по Гершелю, составляет 850 единиц, а в перпендикулярном направлении по наикратчайшему диаметру — 155 таких единиц, причем величина самой этой единицы в километрах или в расстояниях от Земли до Солнца Гершелю оставалась неизвестной, так как в то время еще не могли определять звездные параллаксы.

Струве насчитывает у Гершеля 12 мемуаров между 1785 и 1818 гг., в которых он хотя и не поднимал весь вопрос заново, но так или иначе касался строения Млечного Пути. Уже в 1796 г. Гершель признает, что «гипотеза равномерного распределения звезд и одинаковости их блеска, которой мы пользовались, слишком далека от точной истины, чтобы лежать в основе такого исследования». В 1802 г., во введении к своему последнему каталогу туманностей, он говорит о своем убеждении, что «Млечный Путь состоит из звезд, расположенных иначе, чем они расположены вокруг нас». В 1811 г. он говорил уже прямо: «Если кто-либо заметит, что здесь я противоречу тому, что говорил в прежних своих статьях, я должен охотно признать, что в процессе продолжения моего "выметания неба" мои мнения о распределении звезд и их видимых величинах испытали постепенное изменение». В 1817 г. Гершель уточняет: «По поводу черпков, которые я принимал за черпки расстояний, предполагая равномерное распределение, я должен теперь заметить, что хотя большее число звезд в поле зрения, вообще говоря, является указанием на их большее расстояние, эти черпки в действительности говорят более непосредственно о сгущении звезд. Они нам дают точные указания на различие в богатстве звездами разных областей неба». Наконец, в 1818 г. Гершель признает, что даже его 40-футовый телескоп не разлагает полностью Млечный Путь на звезды, и считает его пока недоступным для зондирования. Заканчивая разбор взглядов Гершеля, Струве подводит такой итог: «Мы приходим, таким образом, к результату, может быть, неожиданному, но неоспоримому, что представления Гершеля, описанные им в 1785 г., о строении Млечного Пути, терпят крах со всех сторон в результате последующих исследований ее автора и что Гершель сам от них полностью отказался». Первый период развития взглядов Гершеля, когда он, в частности, считал все двойные звезды оптическими, Струве называет «оптическим периодом» (до 1792 г.), а период после 1802 г. — «физическим», когда Гершель убедился в орбитальном движении двойных звезд, а затем пришел к допущению о более широкой тенденции звезд к скучиванию в разных областях пространства.

После работ Гершеля и до работ Струве мы находим только несколько беглых высказываний о строении Млечного Пути. Лишь в 1846 г. появилась достойная упоминания работа Мэдлера, преемника Струве по Дерптской обсерватории. Мэдлер исходил из новой и интересной по существу мысли о том, что в Млечном Пути нет центрального тела и что поэтому центр его может быть найден там, где движения звезд окажутся наиболее медленными. Однако он без достаточных оснований помещал этот центр в звездной группе Плеяд. Как автор этой теории, хотя и ошибочной, но имевшей известное распространение, Мэдлер впоследствии несочувственно отнесся к замечательным выводам Струве.

В то время как Гершель в основу исследований клал свои открытия и систематические обзоры неба при помощи созданных им уникальных по размерам для того времени телескопов, Струве задался целью собрать как можно более точные систематические данные о звездах, прежде всего об их положении и движении, так как он понимал, что без этого звездная астрономия не сможет выйти из области спекуляций. Идеям Ламберта и Канта Струве сочувствовал, но сами эти мыслители доказать своих положений не могли. Струве же хотел создать тот фундамент, на базе которого теория строения вселенной могла бы быть строго научно обоснована.

В 1813 г. Струве начал систематические измерения двойных звезд, о которых мы уже говорили.

В 1835 г. Струве берется за гораздо более трудную задачу определения параллакса звезд, в которой потерпели неудачу все его предшественники. Он публикует измеренный им реальный параллакс Веги. Вслед за этим Струве на только что открытой Пулковской обсерватории организует измерения звездных параллаксов, поручив эту работу Петерсу. К 1846 г. Петере произвел над 8 звездами 711 наблюдений, и на эти данные Струве опирается для определения в абсолютной мере среднего расстояния до звезд 1-й величины. Эти расстояния он, подобно Гершелю, использует на основании звездно-статистических расчетов для определения масштабов Млечного Пути. По улучшенным значениям собственных движений звезд он поручает своему сыну, О. Струве, проверить направление и скорость движения солнечной системы в пространстве, причем последняя до тех пор еще не была известна, поскольку скорость можно было определить лишь на основе уже известных звездных параллаксов. Из этого беглого перечня видно, как Струве планомерно подходит к познанию общей картины строения звездной вселенной и происходящих в ней движений.

Как только Струве представилась возможность организовать исследования распределения звезд по небу, он поставил такую работу на Пулковской обсерватории (вскоре после ее открытия). Уже 26 августа 1841 г. на большом 15-дюймовом рефракторе начал проводиться систематический обзор северного полушария неба, порученный О. Струве, Фуссу и Шидловскому. К 7 декабря 1842 г. с точностью до 0′,5 были определены положения всех звезд до 7-й и частично даже до 8-й величины, чтобы гарантировать полноту охвата звезд до 7-й величины. При этом особое внимание было обращено на тщательное определение звездных величин. Результатом явился каталог 17 тысяч звезд.

Очень заботясь о максимальной надежности и однородности статистического материала, Струве в 1843 г. поручает Фуссу произвести вторичный пересмотр северного полушария неба, на этот раз пользуясь уже маленьким кометоискателем, имеющим поле зрения несколько большее, чем ширина зон (4°), принятая в упомянутом выше каталоге. Фусс должен был проверить данные предыдущего каталога. Наблюдаемые звезды были нанесены Фуссом на карту, и изучение ее показало неравномерность в распределении звезд по небу.

Разбивая небо на 5-градусные зоны, параллельные Млечному Пути, и подсчитывая число звезд в них, Струве заключает: «Распределение звезд в великой звездной системе, которую мы называем Млечный Путь, таково, что наибольшее число звезд, видимых в направлении главной плоскости этой системы, не является следствием одного лишь большого протяжения системы в этом направлении, но также и сгущения звезд, которые ближе друг к другу, более сгущаются к этой плоскости, чем в направлении, идущем от Солнца перпендикулярно к этой плоскости». Уклонение Млечного Пути от большого круга Струве рассматривает как следствие того, что Солнце находится к северу от плоскости звездной системы, но для определения этого расстояния он предлагает дождаться опубликования трудов Дж. Гершеля, работавшего в это время на мысе Доброй Надежды. Упоминая сообщения путешественников, что яркость и ширина Млечного Пути в антарктических созвездиях намного превосходит часть его, видимую у нас, Струве заключает, что Солнце находится к северу от центра, и этим объясняет, почему наибольшая часть звездного слоя видна к югу. Однако, поскольку сгущение звезд к Млечному Пути начинается лишь со звезд 6-й величины, Струве в этой работе допускает, что Млечный Путь имеет форму кольца, а не слоя. Кольцо начинается на среднем расстоянии звезд 6-й величины, и внутри этого звездного разрежения находится Солнце. Струве особо подчеркивает необходимость распространить подсчеты звезд с оценкой их яркости на южное полушарие неба, чтобы уточнить сделанные выводы. Впоследствии к ошибочному представлению о кольцеобразной форме звездной системы Струве не возвращается.

В 1846 г. по инициативе Струве Петербургская Академия наук за свой счет решила издать произведенную в Кракове обработку многолетних наблюдений положения звезд, сделанных Бесселем в Кенигсберге. Эту обработку выполнил М. Вейсс, и издание его каталога, как отмечает Струве во введении к этому каталогу, является большой услугой, оказанной науке нашей Академией. Сразу ухватившись за попавший в его руки материал, Струве предпринимает новое исследование распределения звезд, более обширное, так как наблюдения Бесселя и каталог Вейсса содержали звезды до 9-й величины. В этом исследовании, опубликованном в предисловии к каталогу Вейсса, содержатся уже все те выводы, которые он годом позднее излагает в «Этюдах» — и в том числе вывод о поглощении света в межзвездном пространстве. Там нет только определения абсолютных расстояний в звездной системе, но зато есть тщательно выполненные графики распределения числа звезд разной величины в экваториальном диске по разным часам прямого восхождения и полутоновой рисунок, где густотой тени изображена пространственная плотность звезд внутри того же диска. Если бы Струве, располагая материалом для обоих полушарий неба, мог сделать этот разрез в плоскости самого Млечного Пути и в плоскости, проходящей через его полюсы, он пришел бы к выводам, очень сходным с современными. Числовые результаты, полученные Струве в этой работе, несколько отличаются от тех, которые приводятся в «Этюдах звездной астрономии». Характерное для Струве нетерпение поделиться своими научными результатами побуждало его пользоваться для публикации первой же представившейся возможностью. Вот почему его работы по звездной статистике мы неожиданно встречаем в таких изданиях, как описание обсерватории и астрометрический каталог.

Не успел еще каталог Вейсса выйти из печати, как Струве снова берется за пересмотр проблемы строения Млечного Пути. С большой тщательностью он изучает историю вопроса, в особенности все работы Гершеля, и устанавливает, что его взгляды вовсе не расходятся с теми заключениями Гершеля, к которым, как мы говорили, тот пришел к концу своей деятельности и которые противоречат его ранним, еще незрелым выводам об измеримости границ и формы Млечного Пути. Струве решает написать и издать отдельную книгу под заглавием «Этюды звездной астрономии». Он дает в ней блестящий исторический и критический обзор вопроса, повторяет с некоторыми изменениями свои выводы и расчеты, изложенные во введении к каталогу Вейсса на латинском языке, и дополняет их новыми исследованиями, в частности данными об абсолютных расстояниях в звездной системе, основанными на определении звездных параллаксов в Пулкове.

Много затруднений доставило Струве не только то, что каталог Вейсса не охватывал все небо, но и то, что в своих зонах он не исчерпывал всех находящихся в них звезд ярче некоторой предельной величины. Струве с большой тщательностью и остроумием стремился восполнить этот недостаток материала, для чего сравнивает каталог Вейсса с другими, стараясь выявить степень отражения им действительного распределения звезд. Следует помнить, что в те времена не существовало еще однообразной системы не только определения, но и выражения в условной форме блеска звезд. Первые основы настоящей звездной фотометрии были заложены Аргеландером только в начале второй половины XIX в. Этот недостаток, особенно в астрометрических работах, где фиксации блеска звезд вообще не придавали большого значения, был для Струве очевиден. В частности, Струве обнаружил у Бесселя ошибку, хорошо известную теперь под названием «ошибки предпочтения». По исследованию Струве, эта ошибка сказывалась у Бесселя в том, что тот невольно «предпочитал» выражать блеск звезд целочисленными значениями вместо дробных. Струве установил систематические различия в оценке звездных величин разными наблюдателями, что было устранено лишь в 20-х годах XX в. Из сравнения каталогов по отдельным зонам Струве установил процент полноты каталога Вейсса для разных звездных величин по отдельным зонам прямого восхождения. Для решения затруднительного вопроса о полноте учета слабых звезд Струве остроумно воспользовался тем, что часть звезд наблюдалась Бесселем повторно. При этом он воспользовался теорией вероятности, что после Митчела является, пожалуй, первым настоящим применением теории вероятности к звездной астрономии.

Пользуясь «восстановленными» числами звезд, Струве определяет их количество в участках неба шириной 30° по склонению и 15° по прямому восхождению отдельно для звезд разного блеска. Относительные плотности звезд разной величины в зависимости от их положения на небе Струве изображает графически. Это были первые в истории науки дифференцированные звездно-статистические подсчеты и первое их графическое представление. Далее Струве принимает, что число звезд должно быть приблизительно пропорционально занимаемому ими объему, и находит радиусы сфер, ограничивающих звезды ярче m-й величины. В заключение анализа сделанных таким образом подсчетов Струве отмечает концентрацию плотности всех звезд к некоторой плоскости и к линии, идущей почти по диаметру небесной сферы, причем прямые восхождения точек пересечения этой прямой с небесной сферой равны соответственно 6 ч. 40 м. и 18 ч. 40 м. По последнему направлению, как мы теперь знаем, действительно находится центр Галактики, в сторону которого пространственная плотность звезд возрастает особенно сильно. Струве находит, что Солнце расположено в сторону от центра к созвездию Девы на расстоянии, равном радиусу сферы, отделяющей звезды 1-й и 2-й величины. Он делает основное заключение: «Итак, несомненно, что явление конденсации звезд к некоторой главной линии экваториального диска связано с природой Млечного Пути, или, скорее, что это сгущение и вид Млечного Пути суть явления идентичные».

В 1818 г. Гершель убедился, что Млечный Путь не «пробивается» насквозь даже его 40-футовым телескопом. Нигде нельзя дойти до предела распространения звезд. Поэтому Струве делает второй вывод: если рассматривать все звезды, окружающие Солнце, как одну великую систему Млечного Пути, мы остаемся пока в полном неведении относительно ее протяженности и формы ее внешних границ.

Утверждая, что падение плотности звезд с удалением от главной линии должно простираться и за пределы расстояния звезд 8-й величины, Струве привлекает для исследования «черпки» Гершеля, которые он осредняет по всем углам прямого восхождения. Из этих данных он действительно получает подтверждение своих выводов, приведенных нами выше. Умножая среднее число звезд в одном «черпке» Гершеля на число «черпков», которые покрыли бы его экваториальную зону, Струве оценивает примерное число звезд в ней, доступных наблюдению в телескоп Гершеля, в 6 миллионов.

В «Этюдах звездной астрономии» Струве публикует дополнительные исследования, предпосылая им следующие замечательные слова (стр. 67): «Явление Млечного Пути столь загадочно с первого взгляда, что мы должны почти отказаться от удовлетворительного его объяснения. Однако ученый никогда не должен отступать ни перед темнотой явления, ни перед трудностями исследования. Пусть он владеет предшествующими трудами, пусть старается новыми точными исследованиями улучшить знание явления, и он может быть уверен в некотором успехе своих изысканий, если он оставался на почве спокойного размышления, и не поддавался влиянию возбужденной фантазии и предубеждения. Какое бы малое поле ни завоевал астроном, он всегда его расширит, возвращаясь к своей задаче с настойчивостью, которая есть необходимое условие прогресса знания, и тогда-то, руководствуясь анализом и вычислениями, он сможет придти к результатам неожиданным и в то же время высоко надежным».

«Хотя Млечный Путь есть скопление звезд неопределенных еще размеров и формы, в нем есть определенный закон концентрации звезд к главной плоскости. Зная закон уменьшения числа звезд с увеличением углового расстояния от этой плоскости, можно определить закон концентрации пространственной плотности в функции линейного расстояния от той же плоскости», — говорит Струве. Из обработки «черпков» Гершеля Струве правильно заключает, что концентрация звезд меняется не только с расстоянием от галактической плоскости, но и вдоль нее самой, хотя он в этом не вполне уверен, ввиду того, что эти черпки покрывают только 1/250 долю неба. Число звезд в поле зрения телескопа для каждых 15° углового расстояния от плоскости Млечного Пути он представляет эмпирической формулой. Детализируя затем эти подсчеты, он находит быстрое возрастание числа звезд у широты 2°. Этим он и объясняет, почему Млечный Путь, образованный постепенным сгущением звезд, для невооруженного глаза имеет ширину всего лишь 4°.

Для перехода к пространственным звездным плотностям в функции линейного расстояния от плоскости Млечного Пути Струве подсчитывает объем сечений конуса (с вершиной в глазу наблюдателя), пересеченного под косым углом двумя параллельными плоскостями.

Обобщая свои результаты, он высказывает подозрение, оказавшееся близким к истине, что вблизи полюса Млечного Пути Гершель почти подошел к внешней границе звездной системы. Струве правильно отмечает, что для решения этого вопроса надо было бы подсчитать число звезд по этому направлению, видимых в телескоп, подобный гершелевскому, и в другой, больших размеров. Если бы числа звезд, видимых в них, оказались одинаковыми, то это бы действительно означало, что в этом направлении достигнута граница звездной системы.

После этого Струве вычисляет радиусы концентрических сфер, содержащих звезды ярче данной величины, определяя их так, чтобы массы их, с учетом распределения звездной плотности, были пропорциональны числам звезд ярче данной величины. Он находит, что при переходе от одной звездной величины к смежной, радиусы сфер меняются в отношении sqr(2), и говорит: «Найденную прогрессию можно рассматривать как закон природы» (стр. 79).

Выясняя основные черты распределения звезд и не пренебрегая частичным разделением Млечного Пути на две ветви и уклонением его от формы большого круга, Струве говорит: «Слой наиболее сгущенных звезд не имеет в точности форму плоскости, но скорее является сломанной плоскостью. Или, вернее говоря, он находится в двух плоскостях, которые наклонены друг к другу примерно на 10° и пересечение которых расположено близко к небесному экватору, причем Солнце находится на малом расстоянии от этой линии пересечения, по направлению к точке экватора 13 ч.» (стр. 82).

Исходя из данных Петерса, Струве определяет средние расстояния звезд 2-й величины и, таким образом, переводит свои относительные расстояния слоев, параллельных плоскости Млечного Пути, в абсолютные расстояния. Он указывает: «Следует учесть, что гипотеза одинаковой абсолютной яркости всех звезд далека от строгости» (стр. 104), но, за неимением лучшего, вместе с Петерсом принимает в качестве указателя расстояния звезд их видимую яркость. Окончательно Струве находит, что радиус сферы, содержащей все звезды 1-й величины, составляет (в современных мерах) 19,6 световых лет, а радиус сферы, содержащей все звезды, доступные телескопу Гершеля, — 3540 световых лет. Таким образом, из расчета Струве мы заключаем, что в плоскости Галактики часть ее, доступная наблюдению 20-футовым телескопом Гершеля, имеет около 7000 световых лет протяжения, тогда как в настоящее время диаметр Галактики оценивается в 100 тысяч световых лет.

Сравнивать расстояния, полученные Струве, с современными, однако, почти невозможно. В самом деле нам известно, что истинные светимости звезд чудовищно разнообразны, и потому понятие среднего расстояния звезд данной величины почти лишено смысла, в особенности для ярких звезд. Действительно, среди восьми звезд, наблюдавшихся в Пулкове и использованных Струве, мы встречаем, с одной стороны, крайне удаленные звезды-гиганты, такие, как Арктур и Денеб, а с другой — такие слабые, но близкие к нам звезды, как 61 Лебедя и 1830 Грумбриджа. Быть может, для сравнения с данными Струве, поскольку он принимал для звезд светимости, равные солнечным, следует рассуждать так: звезды, подобные Солнцу, по современным данным, Гершель мог видеть в свой телескоп до расстояния в 3200 световых лет, что довольно близко к тому, что нашел Струве для «проницающей силы» гершелевского телескопа.

Из своего определения абсолютных расстояний до звезд разного блеска и параллактического смещения звезд 1-й величины вследствие движения солнечной системы (найденного О. Струве равным 0″,34) В. Струве находит скорость движения солнечной системы 9,5 км/сек по направлению, почти в точности совпадающему с принятым в настоящее время. Преуменьшенное значение скорости по сравнению с действительной (19,5 км/сек) произошло от преувеличения среднего параллакса звезд 1-й величины.

Огромное философское значение имеет вопрос о сочетании факта темноты ночного неба е представлением о бесконечной вселенной, заполненной светящимися звездами. Этот вопрос до сих пор не утратил своей актуальности. Впервые затронул его еще Галлей в 1720 г. Он опровергал заключение, что бесконечное число светящихся звезд должно сделать все небо сверкающим подобно Солнцу. Ошибочность мнения Галлея была показана Ольберсом в 1823 г., во введении к мемуару «О прозрачности пространства».

После Галлея этот вопрос разбирал Шезо, работу которого Ольберс, по-видимому, не читал, хотя она была в его библиотеке, приобретенной потом для Пулковской обсерватории. В 1744 г. Шезо указал, что ночное небо между звездами может быть темным и в случае бесконечной вселенной, если только межзвездное пространство заполнено средой, которая хотя бы в малой степени могла поглощать свет звезд и уменьшать их блеск. Ольберс отстаивал бесконечность вселенной, пользуясь таким же допущением, которое делал Шезо. Струве отмечает, что никто из его предшественников, выдвигая эту гипотезу, не мог все-таки указать ни одного факта, который подтверждал бы существование такого межзвездного поглощения света.

Струве переопределяет проницающую силу телескопа Гершеля из сравнения числа звезд, которые видел Гершель, с числом звезд, сосчитанных им в телескоп с объективом, диаметр которого равнялся диаметру зрачка человеческого глаза. (Струве считал непосредственное сравнение диаметра телескопа с отверстием зрачка неточным, ввиду несовершенства фокусировки изображения звезд на сетчатке, что не имеет места при пользовании телескопами.) Сравнивая теоретическую проницающую силу телескопа Гершеля, найденную этим путем, с той, которая вытекает из его звездно-статистических расчетов, он находит, что последняя в три раза меньше первой, и приходит к выводу: «Я не вижу другого объяснения, помимо допущения, что интенсивность света убывает быстрее, чем обратно пропорционально квадрату расстояния, т. е., что существует потеря света, поглощение при прохождении света через мировое пространство». «Может быть, нам скажут, что к границам Млечного Пути в главной плоскости существует падение плотности, но что знаем мы об этих границах? Млечный Путь абсолютно недоступен для нашего зондирования. Какова же вероятность того, что Солнце находится вблизи центра диска, протяжение которого нам совершенно неизвестно? Вспомним, наконец, что изучение гершелевских звезд привело к тому же среднему закону падения плотности по направлению перпендикуляра к главной плоскости, что и в окрестностях Солнца, до расстояния звезд 8-й и 9-й величины. Исходя из всех этих соображений, я осмеливаюсь известить, что мы обнаружили факт, в котором поглощение света звезд проявляется почта с несомненностью (курсив наш. — Б. В.-В.). Нам остается лишь определить по нашим данным численное значение поглощения».

Для этой цели Струве принимает показательный закон поглощения. Обозначая через р теоретическую проницающую силу (выраженную в расстояниях), через р′ таковую из опыта и через λ — коэффициент поглощения, он дает формулу:

1 : р² = (1; р′²)^λp′,

из которой находит, подставляя свои числовые данные, λ = 0,92003. Для звезд Гершеля, помещаемых им на расстоянии 3500 световых лет, Струве находит поглощение равным 88% или 2,3 звездной величины. Это дает поглощение около 0,6 звездной величины на 1000 парсек, что довольно близко к величине, принимаемой в настоящее время для визуальных лучей.

С учетом этого Струве подсчитывает, что звезды, не видимые Гершелем, дают только 12% света Млечного Пути и что вследствие поглощения света яркость Млечного Пути конечна.

В заключение работы (на стр. 93) Струве высказывает пожелание: «Чтобы продвинуть вперед наши знания о строении Млечного Пути, желательно, чтобы были определены чисто фотометрическим путем относительные интенсивности звезд различных видимых величин, или фон неба по разным направлениям... Черпки надо будет распространять на большую часть небосвода, комбинируя их с оценкой видимых звездных величин, и, в особенности, делать их по большим кругам, перпендикулярным к направлению Млечного Пути». Современная наука пользуется этими методами, рекомендованными Струве, и выполняет начертанную им программу, которая все еще не завершена.

Работы Струве настолько опережали современный ему уровень состояния звездной астрономии, что имели на современников несравненно меньшее влияние, чем можно было бы ожидать. В сущности говоря, лишь после 1930 г., т. е. после того, как было окончательно признано существование поглощения света в межзвездном пространстве, мы можем в полной мере оценить все значение работ Струве, впервые обнаружившего существование этого поглощения.

В самом деле, открытие существования поглощения света в межзвездном пространстве имеет исключительно большое значение. Оно не только показывает, что огромные пространства, считавшиеся ранее совершенно пустыми, заполнены веществом в раздробленной форме, но и существенно изменяет методы исследования строения звездной вселенной, поскольку межзвездная среда производит поглощение света звезд, меняет их видимое распределение на небе и искажает расстояния до звезд, выводимые по их видимой яркости.

Ввиду авторитета Струве его работа по совершенно новому тогда вопросу о строении звездной вселенной не могла все же пройти незамеченной. В работе Струве было новым все — и метод и выводы. Для тех, кто еще не мог оценить методическую сторону работы, на первом месте стояла новизна выводов. Струве временно отвергал возможность определить размеры и форму Млечного Пути, отвергал общепринятое мнение о равномерности распределения звезд в пространстве и, наконец, доказывал, что межзвездное пространство поглощает свет и что оно не пусто. Невозможно даже перечислить все труды и обзоры за 100 лет, в которых упоминаются работы Струве. Все упоминания о его работах носят оттенок глубокого уважения, но результаты Струве в большинстве случаев приводятся без сочувствия к ним. При изложении выводов и идей Струве они, однако, часто искажались. Установленные им существование поглощения света и неравномерность пространственной плотности звезд нередко называли гипотезами. Об установлении поглощения света часто не упоминали вовсе. А. Кларк в «Системе звезд», изданной в 1890 г. в Лондоне, также приписывала Струве стремление доказать, что вследствие поглощения света в пространстве крайние границы Млечного Пути якобы навсегда останутся скрытыми от человеческого знания. Струве приписываются и произвольные допущения, тогда как их у него меньше, чем в любой из предшествующих работ в этой области.

В 1878 г. знаменитый американский астроном С. Ньюкомб выпустил книгу «Популярная астрономия», в которой он отрицательно отвечает на вопрос, составляют ли звезды единую систему. Это заключение он строит на большой скорости звезды 1830 Грумбриджа, которая, по его мнению, слишком велика для того, чтобы удержать ее совокупным притяжением всех звезд. На этом основании Ньюкомб отрицал существование орбитальных движений изолированных звезд и динамического центра звездной системы и видел в совокупности звезд лишь то, что мы могли бы назвать «звездной плазмой».

Свои выводы Ньюкомб подкреплял идеалистическими рассуждениями и, упоминая о бренности всего существующего и называя звездную систему колесом машины, писал о ней: «Нет надобности приспособлять к совершению тысячи оборотов колесо машины, предназначенное сделать два или три обращения». Впрочем, впоследствии Ньюкомб от этих своих взглядов отказался и признавал Млечный Путь системой звезд в прямом смысле.

Работа Струве дала мощный импульс к дальнейшим исследованиям, в особенности после того, как в 1862 г. вышел в свет каталог всех звезд северного неба ярче 9-й величины, давший для статистических исследований тот обширный и надежный материал, которого Струве так не хватало. Эти исследования строения Млечного Пути, с одной стороны, шли в направлении осреднения данных звездной статистики и их математической трактовки, т. е. по пути, предначертанному Струве, а с другой стороны, в направлении поисков аналогии между строением Млечного Пути и строением спиральных туманностей, природа которых постепенно стала выясняться. Современные данные о строении нашей звездной системы основаны на синтезе этих двух течений.

Подводя итоги, мы можем сказать, что эпоха в развитии звездной астрономии, начатая русским ученым В. Струве, продолжалась в течение восьми десятилетий. Научно обоснованный им вывод о существовании поглощения света в пространстве опередил современную ему эпоху почти на столетие; все другие его основные выводы также подтверждены современной наукой.

Примечания

1. Напечатана в 1847 г. на французском языке, переиздана в переводе М.С. Эйгенсона на русский язык в 1953 г. с биографическим очерком Б.А. Орлова и с примечаниями переводчика, а также редактора А.А. Михайлова. В дальнейшем приводятся выдержки из французского издания «Этюдов» в более раннем переводе автора настоящей книги.