Однако орбита Плутона – отнюдь не самая далекая точка Солнечной системы. Когда в 1684 году великий английский ученый Исаак Ньютон открыл свой знаменитый закон всемирного тяготения, согласно которому тела притягиваются друг к другу с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними, модель Кеплера приобрела математическое обоснование. Ученые получили в руки надежный инструмент, позволяющий вычислять любые орбиты, даже если тело наблюдается на небольшом отрезке своей траектории. Астрономов давно занимали кометы – хвостатые гостьи, время от времени появляющиеся на небосводе. Друг и современник Ньютона Эдмунд Галлей усмотрел в поведении некоторых комет отчетливую периодичность и предположил, что они движутся вокруг Солнца по очень сильно вытянутым орбитам (эллипсам с большим эксцентриситетом, как говорят астрономы). Галлей рассчитал орбиту одной из таких комет и предсказал, что она вновь вернется в 1758 году. Через 16 лет после его смерти предсказание Галлея сбылось: комета действительно появилась на небе в указанный им год и с тех пор носит его имя, регулярно возвращаясь каждые 75 или 76 лет.
В точке своего перигелия (ближайшей к Солнцу) комета Галлея оказывается внутри орбиты Венеры, а в афелии (точке максимального удаления от Солнца) уходит далеко за орбиту Нептуна – на 5 с лишним миллиардов километров. Однако существуют так называемые долгопериодические кометы, которые обращаются по таким вытянутым орбитам, что возвращаются к Солнцу раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. В середине прошлого века голландский астроном Ян Хендрик Оорт высказал предположение, что далеко за орбитой Плутона лежит огромное облако комет, откуда они время от времени проникают в окрестности Солнца. В таком случае диаметр Солнечной системы может достигать 1000 миллиардов километров и даже больше, или десятков тысяч астрономических единиц. В наши дни гипотеза Оорта практически превратилась в теорию. Подробный рассказ о планетах Солнечной системы и небесных телах, лежащих за орбитой Плутона, вы, читатель, сможете найти в главах "Кольцо вокруг Солнца" и "Девять или десять?".
Итак, к началу XVIII века вопрос о размерах солнечной семейки был практически решен (разумеется, без трех последних планет, которые были обнаружены позже). Осталось разделаться с неподвижными звездами, раз и навсегда выяснив, что они собой представляют. Что они такое: всего лишь точки на сферической тверди, лежащей у самых границ Солнечной системы, как полагали древние, или огромные небесные тела, удаленные на чудовищное расстояние? Параллактический метод, замечательно себя зарекомендовавший при вычислении расстояний между планетами, здесь явно не работал, поскольку ни у одной звезды не удалось зарегистрировать сколько-нибудь заметного смещения. Даже если наблюдателей разделяло расстояние, равное диаметру Земли, промежуток между соседними звездами не менялся ни на йоту.
Впрочем, оставалась еще одна возможность. Поперечник нашей планеты не достигает и 13 тысяч километров, но ведь Земля, как известно, не покоится на месте, а стремительно летит сквозь пустоту вокруг Солнца. Противоположные точки земной орбиты разнесены в пространстве почти на 300 миллионов километров. Решение напрашивалось само собой: если в какой-то вечер нанести положение звезд на карту, а потом сделать то же самое ровно через полгода, то астроном будет наблюдать звездное небо из двух точек, разделенных огромным расстоянием, превосходящим в 23 тысячи раз полную длину земного диаметра. Соответствующим образом должен увеличиться и параллакс. За год звезда опишет крохотный эллипс – своего рода изображение земной орбиты в миниатюре, а угловое расстояние от края этого эллипса до его центра как раз и будет параллаксом звезды.
Для планет подобный метод не годится, потому что они прихотливо петляют по небу на протяжении года, маскируя тем самым параллактическое смещение, вызываемое движением Земли. Отделить собственное движение планеты от ее параллакса – задача непосильной сложности. А вот звезды в течение года практически неподвижны, поэтому обнаружить у них параллактическое смещение вполне реально. Логика вроде бы вполне безупречная, однако звездных параллаксов выявить не удалось. На дворе уже давно стоял XIX век, но астрономы, как ни бились, так и не смогли определить хотя бы чуточного смещения ни у одной звезды.
Ситуация складывалась весьма неприятная. Конечно, всегда можно предположить, что все звезды без исключения находятся на одном и том же расстоянии от Земли. Тогда, разумеется, звездных параллаксов не будет, поскольку параллактическое смещение возникает только в том случае, если мы сравниваем положение близкого предмета с положением относительно далекого. Однако гипотеза твердого небосвода, или тонкой сферической оболочки, на поверхности которой располагаются звезды, выглядела весьма сомнительно. Звезды довольно сильно различаются по яркости, и чтобы в этом убедиться, достаточно просто глянуть на ночное небо. Классифицировать их по этому параметру научились еще древние греки, разделив все звездное население на 6 величин (звезда 1-й величины в 100 раз ярче звезды 6-й величины). Понятно, что с изобретением телескопа звездного полку прибыло, так как появилась возможность наблюдать звезды, не различимые невооруженным глазом. Число звездных величин сразу же изрядно подросло. Разумно было предположить, что истинная светимость всех звезд лежит в довольно узких пределах, а разница в их видимой яркости объясняется исключительно расстоянием. С другой стороны, нельзя было сбросить со счетов и противоположное соображение: все звезды лежат примерно на одном и том же расстоянии от Земли, а вот светят совершенно по-разному, как лампочки большей и меньшей мощности.
Концепция равноудаленности звезд с треском провалилась, когда астрономы догадались обратиться к старинным звездным каталогам. Первым систематически каталогизировать звезды стал Гиппарх, а Птолемей продолжил его труды, оставив потомкам фундаментальный трактат "Альмагест", в котором зафиксированы координаты 1000 с лишним звезд. В 1718 году уже знакомый нам Эдмунд Галлей, изучая звездное небо, неожиданно обнаружил, что как минимум три звезды (Арктур, Процион и Сириус) находятся совсем не там, где их отметили древние греки. Расхождение было столь велико, что об ошибке не могло быть и речи: например, Арктур отстоял на целый градус от указанной в "Альмагесте" точки. Мы помним, что градус – это расстояние, вдвое превышающее диаметр полной Луны. Оставалось предположить, что звезды, как и планеты, обладают собственным движением, только их движение несопоставимо медленнее, если Арктуру потребовалось более полутора тысяч лет, чтобы сместиться на один градус.
Поиски звездных параллаксов продолжились, но первый успех пришел к астрономам только в 30-х годах XIX века, когда телескопы и астрономические инструменты стали значительно совершеннее. В 1838 году немецкому астроному Фридриху Вильгельму Бесселю удалось определить параллакс 61 Лебедя, годом позже опубликовал свои результаты англичанин Томас Гендерсон (он изучал положение альфы Центавра), а 1840 году сообщил о своих наблюдениях яркой звезды Веги русский астроном Василий Яковлевич Струве. Справедливости ради следовало бы отдать пальму первенства именно Струве, потому что он закончил работу раньше всех – в 1837 году, однако несколько запоздал с публикацией. Звездные расстояния оказались невообразимо огромными. Даже ближайшая к Солнцу звезда – альфа Центавра (на самом деле, это тройная звезда, и ближе всего к Солнцу лежит третий, слабый ее компонент – Проксима, что переводится как "ближайшая") находится на расстоянии 4,3 светового года. Межпланетная верста – астрономическая единица – уже не годится для таких просторов, поэтому астрономы пользуются межзвездной милей – световым годом. Световой год – это расстояние, которое луч света, летящий со скоростью 300 тысяч километров в секунду, преодолевает за год. Вспомните, что световому лучу требуется всего 8 минут, чтобы добежать до Солнца, и около 6 часов, чтобы домчаться до Плутона, а до ближайшей звезды ему приходится ползти свыше 4 лет. Если угодно, можно попытаться выразить это расстояние в километрах: поскольку один световой год примерно равен 9,5 триллиона километров, то расстояние до Проксимы Центавра составляет около 40 триллионов километров (40 000 000 000 000 км).
Если вспомнить нашу модель с бильярдным шаром на месте Солнца, Землей в семи с половиной метрах от него и Плутоном на расстоянии около 300 метров, то в таком масштабе дистанция между Солнцем и ближайшей к нему звездой будет равняться почти 2000 километров. А в модели, где Земля была величиной с наручные часы, а Плутон находился в 15 километрах от нее, добраться до Проксимы Центавра будет весьма проблематично, поскольку это расстояние составит около 100 тысяч километров – два с половиной кругосветных путешествия. Еще более наглядный пример придумал один московский лектор. Он взял кусочек мела и объявил его "планетой Земля", а висящую на стене доску – Солнцем. От доски до мела был всего один метр, призванный изобразить астрономическую единицу – 150 миллионов километров, разделяющих Солнце и Землю. "Сколько в этом масштабе до ближайшей звезды?" – спросил лектор у слушателей. Аудитория стала робко высказываться. Кто-то предположил, что звезда окажется в соседнем переулке, но наиболее решительные стояли за городские окраины. Между тем звезда находилась в Ярославле (или любом другом городе, удаленном на 300 километров). Еще раз подчеркнем, что это ближайшая к Солнцу звезда.
Бесселевская 61 Лебедя оказалась еще дальше – в 11,1 светового года, а до Веги, которую изучал В. Я. Струве, было 27 световых лет. Таков масштаб звездных расстояний. После определения первых параллаксов у ближайших звезд получила широкое распространение еще одна межзвездная миля – параллакс-секунда, или парсек. Парсек (пк) – это расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек земной орбиты изменяет свое видимое положение на одну угловую секунду дуги. Или еще проще: расстояние, с которого земная орбита видна под углом в одну секунду дуги. Один парсек равен 3,26 светового года, 206 265 астрономическим единицам или 30,857 × 10 километрам (чуть больше 30 триллионов километров). Расстояние до Проксимы Центавра составляет 1,3 парсека, до 61 Лебедя – 3,4 парсека, а до Веги – 7,8 парсека. Напрашивался вывод, что звезды – отнюдь не безразмерные точки на небосводе, а гигантские солнца, во всем подобные нашему родному светилу, только удаленные чудовищно далеко, на расстояние, измеряемое многими световыми годами.
Вычислив истинное расстояние до звезды, можно рассчитать ее светимость, то есть не видимую звездную величину, а подлинную силу ее света, которую принято называть абсолютной звездной величиной. Вполне возможна и обратная процедура: мысленно поместив звезду на любом произвольном расстоянии, можно определить, насколько яркой она будет казаться земному наблюдателю. Абсолютной звездной величиной называется яркость звезды на расстоянии в 10 парсек (32,6 светового года); разумеется, звезды распределяются в пространстве неравномерно, но если мы выстроим их в ряд на указанной дистанции, то сможем сравнивать их действительную светимость. Наше Солнце на расстоянии в 10 парсек было бы весьма слабой звездочкой с абсолютной величиной 4,9, а Сириус – самая яркая звезда нашего неба – светил бы почти так же, как светит на своем месте (2,7 парсека, или около 9 световых лет). Его абсолютная звездная величина составляет 1,4, из чего следует, что истинная светимость Сириуса превышает солнечную в 25 раз. Разумеется, это далеко не предел: голубой гигант Денеб (о классах звезд мы поговорим в следующей главе) превышает по светимости Солнце в 270 тысяч раз; он не выглядит особенно ярким только лишь потому, что находится от нас очень далеко (больше 3 тысяч световых лет).
Другими словами, видимый блеск звезды еще ничего не говорит о количестве света, которое она излучает. Солнце светит чрезвычайно ярко, поскольку расположено буквально в двух шагах. Сириус ярче Веги из созвездия Лиры примерно в четыре раза, а путеводительная Полярная звезда – самая тусклая из них (в шесть раз слабее Веги). Однако если бы мы произвели переоценку ценностей и выстроили эти звезды на одинаковом расстоянии от Земли, то первое место уверенно заняла бы Полярная звезда, на втором месте оказалась бы Вега, на третьем – Сириус, а великолепное Солнце стало бы безнадежным аутсайдером.
Когда в середине позапрошлого века удалось определить расстояние до ближайших звезд, немедленно возник вопрос, как далеко они простираются. Невооруженным глазом можно увидеть около шести тысяч звезд, но когда Галилей посмотрел на небо в свою примитивную зрительную трубу, он сразу же обнаружил, что звезды понатыканы куда гуще. Просто многие представители этого славного семейства настолько слабы, что разглядеть их без помощи телескопа нет никакой возможности. Современная астрономическая техника позволяет различать звезды 25-й величины. Кроме того, уже во времена Гершеля стало ясно, что звезды распределяются в пространстве очень неравномерно. Если посмотреть на небо в темную безлунную ночь, можно заметить слабое туманное свечение, опоясывающее весь небосвод от горизонта до горизонта. К сожалению, яркие городские огни не позволяют разглядеть его как следует (электрификация, с точки зрения астронома, вообще сомнительное благо), но где-нибудь в деревенской глуши можно без большого труда увидеть мягко светящуюся молочную полосу, пересекающую ночное небо. Древние греки называли ее galaktikos ("млечный, молочный"), а римляне – via lactea, что в буквальном переводе означает "млечный путь". Происхождение этого названия связано с античным мифом о струе молока, которая брызнула на небо из груди богини Геры, жены Зевса, когда она отпихнула от себя младенца Геракла.
Галактика Млечный Путь
В направлении Млечного Пути можно насчитать гораздо больше звезд, чем в любой другой части небосвода, поэтому Гершель резонно предположил, что звезды не распределяются равномерно, а собраны в компактную структуру, имеющую форму двояковыпуклой линзы. По мнению Гершеля, наша звездная система (впоследствии ее стали называть Галактикой) могла содержать около 300 миллионов звезд и иметь в поперечнике 15 тысяч световых лет (не забудем, что первые звездные параллаксы были измерены только через 16 лет после смерти Гершеля). Сегодня мы знаем, что наша галактика Млечный Путь (или просто Галактика с прописной буквы) значительно больше: ее диаметр составляет 100 тысяч световых лет, а количество звезд доходит до 200 миллиардов (впрочем, численность звездного населения, по оценкам разных авторов, колеблется в широких пределах – от 150 до 400 миллиардов звезд).
Здесь необходимо сделать небольшое отступление и рассказать читателю, каким образом были вычислены эти параметры. Поскольку параллактическое смещение с большим трудом удается измерить даже у ближайших звезд, определение параллакса у объектов, удаленных более чем на 100 световых лет, становится практически неразрешимой задачей. Параллакс – это величина, производная от собственного движения звезды, поэтому понятно, что чем дальше звезда находится, тем труднее уловить ее перемещение по небосводу. Не вдаваясь в детали, скажем, что астрономов выручила так называемая цефеидная шкала. Цефеидами называются пульсирующие переменные звезды, которые строго периодически меняют свой блеск на одну-две звездных величины (мощность излучения возрастает в 2,5–6 раз по сравнению с минимумом). Вообще – то различных переменных звезд существует множество; одна из самых известных – это красный гигант омикрон Кита, открытый еще в конце XVI века немецким астрономом Давидом Фабрициусом. Эта звезда в несколько раз меняет свой блеск с периодом около 11 месяцев, поэтому ее назвали Мирой (в переводе с латыни – "удивительная"). Однако наибольшее значение для астрофизиков имеют короткопериодические переменные звезды с периодом от суток до месяца (обычно около недели). Именно такова дельта Цефея, меняющая блеск с периодом 5,37 суток, которая дала свое имя всему семейству подобных звезд.
В начале прошлого века американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила правильную зависимость между светимостью и периодом некоторых цефеид. Чем больше был период, тем больше энергии звезда излучала в единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости "период – светимость", ученые смогли рассчитать расстояние до цефеиды. Сначала были установлены относительные расстояния (во сколько раз одна звезда ближе или дальше другой), а затем и абсолютные, с учетом лучевой скорости цефеид (в спектре звезды, приближающейся или удаляющейся по лучу зрения, происходит смещение спектральных линий). Астрофизики получили надежный масштаб. А совсем недавно на помощь астрономам пришли сверхновые определенного типа (типа Ia), светимость которых лежит в очень узких пределах. Об этих звездах, получивших название "стандартных свечей", подробно рассказано в главе "И тьма пришла".
К началу XX столетия мир невообразимо расширился. Стало окончательно ясно, что Солнце – одна из многих сотен миллиардов звезд, населяющих нашу Галактику, причем далеко не самая примечательная. В звездной номенклатуре оно числится заурядным желтым карликом класса G. Да и лежит к тому же отнюдь не в центре, как считал, например, Гершель, а на периферии Млечного Пути, в одном из его спиральных рукавов – в 26 тысячах световых лет от центра Галактики (примерно 8 килопарсек). Наглядно вообразить эти подавляющие просторы весьма нелегко. Если мы уменьшим всю Солнечную систему до размеров песчинки, то ближайшая звезда Проксима Центавра окажется в этом масштабе на расстоянии одного метра, а расстояние до центра Галактики составит почти 9 километров. Если же вспомнить модель с бильярдным шаром на месте Солнца, размеры Млечного Пути будут равняться 60 миллионам километров – величине, вполне сопоставимой с расстоянием от Земли до Солнца.