Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Наконец, некоторые современные телескопы стали трудноузнаваемыми. Разработаны приборы, способные регистрировать субатомное нейтринное излучение Солнца и сверхновых звезд. Созданы детекторы гравитационных волн для обнаружения изменений полей при орбитальном движении черных дыр или их рождений в сверхновых.

Исследовательский дух очень силен в астрономии. Велико желание продвигаться все глубже и глубже в бездну Вселенной, чтобы увидеть то, чего никто никогда ранее не видел. Для обнаружения и дальнейшего исследования всех этих неожиданных небесных тел и явлений требуются телескопы все большего и большего размера.

Глава 8 Далеко ли до звезд?

Согласно Птолемею, расстояние до сферы звезд составляет 20 000 радиусов Земли. Коперник же считал это расстояние просто «огромным», поскольку звезды не демонстрируют покачиваний, вызванных годичным движением Земли вокруг Солнца. Отсутствие «годичного параллакса» отмечал еще Птолемей, который использовал это как доказательство неподвижности Земли. Для Аристарха, как и для Коперника, отсутствие параллакса свидетельствовало о безграничности Вселенной.

Коперниканская революция не только убрала Землю из центра Вселенной и придала ей движение, но и разбила вдребезги старую хрустальную сферу, с древних времен удерживающую звезды. Коперник и Кеплер все еще верили в эту самую дальнюю сферу, но фактически она стала бесполезной, когда утратила свою исходную функцию. Этот новый мировой порядок ясно описал горячий поклонник Коперника — Бруно: «Если только мы поймем, что видимость мирового движения вызвана истинным ежедневным движением Земли… то не будет оснований, которые принуждали бы нас считать все звезды одинаково далеко отстоящими от нас». Еще раньше, как мы рассказали в главе 4, Диггес отделил звезды от сферы и рассеял их в пространстве: «Эта сфера неподвижных звезд безгранично простирается во всех направлениях и оттого недвижима. Эта обитель блаженства украшена вечно сияющими бесчисленными огнями, намного превосходящими своим сиянием наше Солнце и по качеству, и по количеству».

Галилей и годичный параллакс.

Обнаружение небольшого годичного параллакса стало бы очень важным доказательством системы Коперника. К тому же это позволило бы измерить расстояния до звезд. Параллакс звезды равен углу, под которым радиус земной орбиты виден с расстояния до звезды. Он также равен половине полного изменения направления на звезду в течение года. Если параллактический угол равен 1 секунде дуги, то говорят, что звезда находится на расстоянии 1 парсек (par-sec). В названии этой единицы длины зашифровано ее определение (параллакс = 1 секунде; parallax = 1 arcsec). Один парсек (1 пк) равен 206 265 радиусам земной орбиты. На врезке 8.1 объясняется, как возникло это число. Полезно помнить, что 1 парсек равен 3,26 светового года. Один световой год — это расстояние, которое проходит луч света за год (9,46 x 10¹² км).

Врезка 8.1. Длина 1 парсека.

На каком расстоянии г радиус земной орбиты R стягивает угол в 1 секунду дуги (1")? Предположим, что R — длина малого сегмента окружности радиусом r, тогда R/2πr = 1"/360°.

Поскольку вся окружность содержит 360 x 60 х 60 секунд дуги, то R/r = 2π/(360 x 60 x 60) = 1/206 265. Следовательно, 1 парсек равен 206 265 расстояниям Солнце-Земля, или 3,0857 x 10¹³

км. Что касается светового года, который часто используется в научно-популярной литературе, то 1 парсек = 3,26 светового года, или 1 св. год = 0,307 пк.

В своем «Диалоге» Галилей уделяет большое внимание тому, как обнаружить и доказать движение Земли. Точно так же, как на борту судна мы не чувствуем его движения, мы не можем почувствовать и постоянное вращение Земли, пока она не столкнется с каким-нибудь препятствием, которое резко остановит ее и выбросит нас к звездам, как это в кошмарной сцене описывает Сальвиати — персонаж, выражающий мысли Галилея. Однако мы можем наблюдать звезды и заметить намек на движение Земли. В то время таких намеков замечено не было. Сначала Сальвиати рассматривает случай, когда звезда расположена точно на эклиптике. Если наблюдать с движущейся Земли, то эта звезда должна за год совершить колебание вдоль эклиптики, подобное петлеобразному движению далекой планеты относительно неподвижных звезд (рис. 8.1). Но Сальвиати объясняет, что такое движение звезды очень трудно заметить, так как нужно иметь точки отсчета, расположенные намного дальше этой звезды. И эффект вообще пропадает, если все звезды находятся на небесной сфере.

Рис. 8.1. Направление на звезду меняется по мере обращения Земли вокруг Солнца. Это позволяет измерять расстояния до звезд методом триангуляции. Но этот фундаментальный метод удается использовать только для относительно близких звезд.