|
|
|
ПАРАДОКС ОЛЬБЕРСА
В 1826 году Ольберс задался на первый взгляд простым вопросом: почему ночное небо темное? При этом он рассуждал приблизительно следующим образом: "Если протяженность Вселенной бесконечна и бесконечное число звезд распределены по Вселенной равномерно, то ночное небо должно казаться полностью покрытым сверкающими точками, то есть все небо должно быть таким же ярким, как Солнце. Но на самом-то деле небо темное! Но тогда как такое расхождение можно объяснить?"
Ольберс предположил, что объяснить такой парадокс можно было бы присутствием в космосе пылевых облаков, которые поглощают свет более далеких звезд, так что до нас доходит лишь свет
относительно близких звезд. Однако такое объяснение не может быть верным. Если бы пылевые облака поглощали свет, они постепенно нагревались бы, пока сами не начали бы испускать столько же света, сколько поглощают. Количество света, достигающего нас, по-прежнему осталось бы бесконечным.
Следовательно, исходные предпосылки Ольберса должны были содержать какую-то ошибку: либо протяженность Вселенной не могла быть бесконечной, либо, если она бесконечна, не могло быть бесконечным число звезд. Вместо этого следовало предполагать существование конечного (хотя и очень большого) числа звезд, распределенных по конечному (хотя и очень обширному) пространству. Таким образом, парадокс Ольберса как будто доказывал существование конечной Вселенной, а обнаруженная Гершелем конечность Галактики как будто подтверждала это. И все же астрономов не могло вполне удовлетворить такое представление.
Космология должна была таким-то образом этот парадокс объяснить. И объяснение нашлось, правда, уже в XX веке. Но прежде чем коснуться этой темы, сделаем небольшое отступление для рассказа об астрономических единицах измерения огромных расстояний и методах, которыми такие измерения производятся, поскольку они настолько важны для космологии, что не упомянуть о них нельзя.
ШКАЛА АСТРОНОМИЧЕСКИХ РАССТОЯНИЙ
Для измерения расстояний внутри Солнечной системы используется астрономическая единица, равная среднему расстоянию Земли от Солнца.
1 астрономическая единица (а. е.) = 149 600 000 000 м.
Но все звезды так далеки от нас, что расстояние до каждой из них, кроме Солнца, во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы. Чтобы избежать использования громоздких чисел, потребовалось ввести новые единицы измерения.
Для измерения расстояний до ближайших звезд астрономы ввели единицу длины, называемую парсеком. Она напрямую связана с эффектом параллакса - кажущимся смещением объекта по отношению к более далеким объектам при движении наблюдателя. Если смотреть из окна движущегося поезда, то ближайшие объекты (например, столбы, стоящие вдоль рельсов) изменяют свое положение относительно более удаленных объектов (например, облаков). Аналогичным образом, поскольку Земля обращается вокруг Солнца, и ближайшие звезды в течение года изменяют свое видимое положение относительно более далеких звезд. Основной трудностью при таком способе измерений являются громадные расстояния до звезд и крайне малые величины углов их параллактических смещений.
Один парсек - это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а. е.), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом 1". Иначе говоря, один парсек равен расстоянию до объ-, екта, годичный параллакс которого (годовое смещение на небе, обязанное движению Земли вокруг Солнца) составляет 1" (одну дуговую секунду). (Слово парсек образовано из слов параллакс и секунда.)
1 парсек (пс) = 31 * 1015 м (31 o КР означает 31 с 15 нулями).
В качестве единицы длины в астрономии применяется также световой год. Это расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью 300000 км/с.
1 световой год = 0,3066 пс = 63 240 а. е. = = 9,5 o 10*5 м.
Для измерения еще больших расстояний применяются единицы:
1 килопарсек (кпс) - 1000 пс;
1 мегапарсек (Мпс) = 1 000 000 пс.
Астрономы измеряют расстояния почти исключительно в парсеках, килопарсеках и мегапарсе-ках. Световой год используется редко.
Если расстояние до звезд составляет сотни и более парсек, их параллактическое смещение становится незаметным. Метод параллакса не выводит нас даже за пределы собственной Галактики. Тогда для определения расстояний до звезд используют другие, косвенные методы.
Один из таких методов состоит в сопоставлении видимого блеска звезд. Некоторые звезды кажутся нам более яркими, другие - более слабыми. Однако это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, поскольку все они находятся на разных расстояниях. Истинной характеристикой звезды служит ее абсолютный блеск (или светимость), то есть количество световой энергии, ежесекундно выделяемое звездой. Чаще всего светимость выражают в единицах светимости Солнца. Эта величина равна 3,8 o 1026 Вт.
Таким образом, если известно, что абсолютный блеск (или светимость) двух звезд одинаков, то можно заключить, что звезда, которая кажется во много раз более слабой, чем другая, находится значительно дальше. Трудность состоит в том, что абсолютный блеск (светимость) звезд различен. Однако благодаря многолетним исследованиям астрономы научились распознавать звезды с одинаковой светимостью независимо от расстояния до них.
Другой косвенный метод определения расстояния до звезд требует анализа звездных спектров. По спектрам звезд изучаются их состав и строение, физические процессы, протекающие в них, определяются расстояния до звезд и исследуется их движение в пространстве.
Изучая спектры звезд, астрономы научились определять звезды, схожие друг с другом по химическому составу, поверхностной температуре и плотности вещества. На основе многолетних тщательных наблюдений они пришли к выводу, что если у двух звезд все эти характеристики почти равны, то и остальные будут примерно одинаковы. В частности, это касается и светимости. Если же удается установить, что светимости двух звезд равны, то, сопоставив их видимый блеск, можно определить и соотношение расстояний до них.
Кроме этих двух косвенных методов определения расстояний до звезд, существует еще один - по переменным звездам типа 8 Цефея. Причем этот метод пригоден как для отдельных звезд, так и для звездных скоплений и даже галактик.
Цефеиды - это пульсирующие переменные звезды, блеск которых регулярно меняется. Название происходит от звезды дельта (6) Цефея - одной из наиболее типичных для данного класса. Период изменения блеска цефеид колеблется в пределах от двух суток до двух месяцев. Весьма уважаемый в научном мире Уильям Корлисс довольно удачно назвал их "межгалактическими масштабными линейками": блеск цефеиды представляет собой известную функцию времени, требуемого для того, чтобы пульсирующая звезда прошла цикл - яркая, тусклая, яркая. Астрономы выбирают цефеиды в другой галактике, измеряют периодические изменения ее видимого блеска и, зная абсолютный блеск по ее периоду, находят расстояние до цефеиды по уменьшению блеска.
Правда, случается, что цефеиды прийти на помощь астрономам не могут по той простой причине, что в исследуемом районе их попросту нет. Тогда при измерении расстояния до далекой галактики астрономы опираются на допущение, что блеск самой яркой звезды этой галактики (голубого гиганта) совпадает с блеском самого яркого голубого гиганта нашей Галактики.
Если же дело доходит до измерения расстояний до столь отдаленных галактик, в которых отдельные звезды неразличимы, то тогда делается допущение, что светимость самой яркой галактики в скоплении галактик равна светимости самой яркой галактики в более близком к нам скоплении галактик, расстояние до которого известно.
Получилась такая вот шкала астрономических расстояний... Основана она, как вы, наверное, заметили, на сравнительной интенсивности звезд и галактик, которую все тот же м-р Корлисс считает "весьма шаткой конструкцией", поскольку подобные измерения чреваты возможностью больших погрешностей как в результате наблюдений, так и в их интерпретации. Соглашаясь с его авторитетным мнением, отметим лишь, что астрономы опираются исключительно на те данные, которые получают благодаря именно ей. И о чем она им сообщает? Да все о том же - границ у видимой Вселенной нет...
|
|
|
|
|