СКОЛЬКО ЗВЁЗД НА НЕБЕ

ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ ВАСИЛИЯ СТРУВЕ

Оасилий Яковлевич Струве родился в 1793 году. Свою научную деятельность он начал с работ, имевших важное практическое значение. После Отечественной войны 1812 года выяснилось, что в России нет достаточно точных карт западной пограничной зоны. Струве, в то время профессор Юрьевского (ныне Тартуского) универ­ситета, возглавил огромную работу по составлению гео­графической карты всей западной пограничной полосы России от Балтийского до Чёрного моря. Кроме того, на карту были нанесены районы, находящиеся на террито­рии Швеции и Норвегии. Эта работа продолжалась свыше 30 лет. По точности и качеству выполнения карта Струве превзошла все зарубежные. Расстояние на карте между крайними точками, расположенными на побережьях Бал­тийского и Чёрного морей, превышающее 2000 километ­ров, было измерено с точностью до 12 метров!

В 1839 году, уже зрелым учёным, В. Я. Струве возгла­вил лучшую в мире и самую большую по тогдашнему времени Пулковскую астрономическую обсерваторию. Для новой обсерватории были заказаны инструменты со­вершенно новой конструкции, которые позволяли вести наблюдения с невиданной до тех пор точностью. Незави­симо от этого при наблюдениях соблюдались многочис­ленные предосторожности, кроме того, были даже изго­товлены специальные приборы для исследования малей­ших ошибок астрономических инструментов. В резуль­тате Пулковская обсерватория стала единственным в своём роде научным учреждением, которое даже загра­ничные учёные того времени называли «Астрономической столицей мира». Вся работа обсерватории была организо­вана по плану, тщательно продуманному Струве на много лет вперёд. И результаты не заставили себя ждать. По точности наблюдений Пулковская обсерватория по все­общему признанию быстро превзошла все лучшие обсер­ватории мира. В 1847 году директор английской Гринвич­ской обсерватории Эри вынужден был признать: «Одно пулковское наблюдение стоит по меньшей мере двух, сде­ланных где бы то ни было в другом месте». Известный французский астроном Био в 1848 году заявил о Пулков­ской обсерватории: «Теперь Россия имеет научный памят­ник, выше которого нет на свете».

По замыслу Струве, вся деятельность Пулковской обсерватории была посвящена развитию звёздной астро­номии, достижения которой учёный стремился использо­вать для практических нужд человека: составления карт, проверки времени и т. д. Особенно тщательно он зани­мался изучением строения Галактики.

Замечательная точность наблюдений позволила Струве уже в 1837 году определить расстояние до звезды Веги, находящейся в созвездии Лиры. Расстояние от нас до Веги, уточнённое в настоящее время, примерно в 1 700 ООО

Раз больше, чем от Земли до Солнца, и равно 26,1 светового года. Это значит, с^что луч света, пробегающий за каждую секунду 300 ООО км, долетит от Веги до нас за 26 лет й один месяц.

Для измерения звёздных рас­стояний необходима была исклю­чительная точность наблюдений. Нужно было особенно тщательно определять так называемые п а - раллаксы звёзд. Параллак­сом называется угол, под кото­рым со светила виден перпендику­лярный к лучу зрения радиус зем­ной орбиты (рис. 7).

Измерив параллакс, можно легко найти расстояние до пред­мета, не прибегая к непосредст­венному измерению этого расстоя - Рис. 7. Параллакс звезды, ния. Возьмём обыкновенный ка­рандаш и будем держать его перед собой на некотором расстоянии. Глядя на ка­рандаш поочерёдно то одним, то другим глазом, мы заметим, что на фоне окружающих предметов каран­даш будет как бы перемещаться из стороны в сто­рону. Чем ближе к глазам карандаш, тем больше это пе­ремещение. Если удалять карандаш от себя, то переме­щения будут нам казаться всё меньшими и меньшими. Однако, чем больше будет расстояние между глазами, тем больше будет и смещение. Параллакс как раз и есть тот угол, на который изменяется направление нашего зрения, когда мы рассматриваем предмет то одним, то другим

Глазом. Чем больше расстояние до предмета, тем меньше его параллакс.

Такой же приём применяется и при определении рас­стояний до звёзд. Звезда. рассматривается поочерёдно из двух различных точек. Так как расстояния до звёзд очень велики, точки выбирают на возможно большем расстоя - - нии друг от друга. В этом случае пользуются тем, что Земля, двигаясь вокруг Солнца, каждые полгода оказы­вается то по одну, то по другую сторону от него. Рас­стояние между этими крайними положениями Земли рав­няется поперечнику орбиты Земли — примерно 300 мил­лионам километров. Но даже и это расстояние весьма незначительно по сравнению со звёздными, поэтому па­раллаксы звёзд оказываются очень малыми.

Струве измерял углы с точностью до нескольких сотых Долей секунды. Если бы с такой же точностью удавалось определять положение точки зенита, то ошибка в опреде­лении по звёздам местоположения на земной поверхности не превышала бы 30 сантиметров! Стоило бы только наблюдателю передвинуться на длину одной ступни, и по звёздам можно было бы обнаружить, что он находится на другом месте, земной поверхности!

Для достижения такой исключительной точности, не­обычной даже для астрономов, Струве применил особый способ наблюдения, называемый относительным. До него астрономы, чтобы добиться большей точности, старались как можно прочнее изготовить инструменты и предохранить их в обсерватории от всяких посторонних влияний. Английский астроном XVIII века Брадлей, на­пример, наглухо привинтил телескоп к массивной камен­ной стене. Его инструмент стал совершенно неподвижным. Однако это ограничивало поле зрения наблюдений. Брад­лей мог рассматривать очень небольшое. число звёзд, ко­торые в результате суточного вращения небесного свода время от времени были видны в телескоп. Брадлей тоже пытался определить параллаксы звёзд, но безуспешно. Ничтожные по своей величине изменения в положении телескопа, которые никак невозможно было устранить, тем не менее оказывались достаточными, чтобы совер­шенно исключить возможность устанавливать параллак­сы звёзд. Порывы ветра едва заметно колебали стену, на ничтожные доли миллиметра давал осадку фунда­мент, под действием собственной тяжести едва заметно

Менялась форма металлической трубы телескопа и тол­стого стекла объектива, изменялись атмосферные условия. Струве, применив относительный способ наблюдения звёзд, избежал всех этих помех.

В чём заключался новый способ наблюдения?

Выясняя параллакс Веги, Струве наблюдал перемеще­ния этой звезды по отношению к другой, слабенькой звёз­дочке, не имеющей названия. Она находилась очень близко от Веги и в звёздных каталогах числилась просто под одним из номеров. При этом учёный рассуждал так: если в телескопе произойдут какие-нибудь изменения, то они одинаково отразятся как на положениях Веги, так и на положении звёздочки. В результате их о т н о с и - тельное расположение, т. е. расположение по отноше­нию друг к другу, не изменится.

Не помешает наблюдению также и изменение атмос­ферных условий, так как они на маленьком участке неба, где расположены обе звезды, будут приблизительна оди­наковыми.

Используя этот способ наблюдений, Струве с большой точностью определил параллакс Веги. Слабенькая звёз­дочка, рассуждал Струве, находится гораздо дальше Веги, поэтому она будет казаться неподвижной. Вега же, как более близкая к нам звезда, сместится по отношению к звёздочке. Это смещение^и будет парал­лаксом Веги.

Предположения Струве полностью оправдались. В на­стоящее время относительным способом определены рас­стояния до 5000 звёзд.

Изучая результаты исследований Гершеля, Струве об­ратил внимание на то, что английский астроном при изу­чении звёздного неба не делал различия между звёздами по их яркости. В результате он не учитывал целого ряда важных обстоятельств, а иногда и просто ошибался в своих выводах.

Ещё в древности астрономы разделили все видимые звёзды по яркости на 6 групп. Приблизительно 20 самых ярких звёзд считали звёздами первой величины. Едва раз­личимые невооружённым глазом составили группу звёзд шестой величины.

Впоследствии оказалось, что каждая звезда первой величины светит в сто раз ярче звезды шестой вели­чины. Так как промежуток между первой и шестой вели­

Чинами равняется пяти величинам, то изменение блеска звезды на одну величину соответствует уменьшению коли­чества излучаемого ею на Землю света приблизительно в 2,5 раза [9]).

Чтобы глубже проникнуть в строение Галактики, Струве определил, как возрастает число звёзд, если по­следовательно подсчитывать группы, объединяющие всё более и более слабые звёзды. Этим Струве положил на­чало обширным работам по звёздным подсчётам, которые продолжают и теперь советские учёные П. П. Паре - наго, Б. В. Кукаркин, В. А. Амбарцумян, Т. А. Агекян и другие.

Звёздные подсчёты позволили нашим учёным не только определить форму и размеры Галактики, но и вычислить общее число составляющих её звёзд, включая даже те, которые по различным причинам остаются ещё не види­мыми в самые мощные телескопы.

Подсчёт звёзд, начатый В. Я. Струве, дал возможность в настоящее время «взвесить» Галактику, т. е. определить, сколько тонн вещества в ней содержится. И, наконец, на основе астрономических исследований Струве советские учёные нашли способы изучать даже то совершенно тём­ное вещество, которое в виде облаков находится «между звёздами, при обычных условиях оставаясь совершенно невидимым.

Об этих исследованиях наших учёных, основанных на звёздных подсчётах, рассказывается дальше в нашей книжке.