Тысячелетиями человечество не имело понятия о том, насколько далеки звёзды. В XVII веке Ньютон, Гюйгенс и Гук заявили, что сумели это выяснить.
Ключевые тезисы:
С тех пор как люди впервые подняли взгляд к ночному небу, мы восхищались звёздами и задавались вопросом не только о том, что они такое, но и о том, как далеко они от нас находятся.
Хотя сегодня ответ на этот вопрос получен благодаря тончайшим наблюдениям на превосходном телескопическом оборудовании, первыми надёжные оценки сделали трое учёных XVII века.
Методы Роберта Гука, Христиана Гюйгенса и Исаака Ньютона были разными, каждый со своими сильными и слабыми сторонами, но научные уроки из их работ остаются актуальными и поучительными и сегодня.
Там, в космосе, всего в каких-то 150 миллионах километров от нас, пылает самый яркий и самый массивный объект нашей Солнечной системы — Солнце. Оно сияет в земном небе в сотни тысяч раз ярче следующего по яркости объекта — полной Луны, оно уникально среди тел Солнечной системы тем, что само производит видимый свет, а выглядит освещённым не счёт отражённого излучения. Однако тысячи и тысячи звёзд, видимых невооружённым глазом на ночном небе (а с помощью телескопов и камер их число возрастает до миллионов и миллиардов), — тоже излучающие свет тела, и этим они отличаются от планет и других объектов Солнечной системы.
Но насколько они далеки?
В отличие от планет, Солнца и Луны, звёзды кажутся сохраняющими своё положение с течением времени: не только от ночи к ночи, но и на протяжении года и даже от года к году. Измеряя движение тел внутри Солнечной системы, мы даже говорим о «неподвижном фоне звёзд». По сравнению с объектами нашей Солнечной системы звёзды должны находиться невероятно далеко. Значит, чтобы быть видимыми с таких огромных расстояний, они должны обладать колоссальной собственной светимостью.
Логично предположить, как это делали многие ещё с античных времён, что звёзды — это тоже подобные Солнцу объекты, расположенные от нас на больших расстояниях. Но насколько больших? Первые ответы мы получили лишь в XVII веке, и по одному ответу — от трёх тогдашних титанов в истории физики:
Роберта Гука,
Христиана Гюйгенса,
Исаака Ньютона.
Неудивительно, что эти первые измерения не совпали друг с другом. Но кто оказался ближе всех к истине и чьи методы больше всего помогли нам в последующие столетия? Эта история столь же поучительна, сколь и увлекательна.
Первый метод: Роберт Гук
Самый простой, прямой и непосредственный способ измерить расстояния до звёзд восходит к тысячелетней давности — это принцип расчёта звёздного параллакса. Идея та же, что и в детской игре, когда вы:
закрываете один глаз,
вытягиваете большой палец на расстоянии вытянутой руки,
затем меняете закрытый и открытый глаз местами,
и наблюдаете, как палец смещается относительно более далёких объектов на заднем плане.
Всякий раз, когда у нас есть две разные точки наблюдения (например, два наших глаза), близкие объекты кажутся «смещающимися» относительно более удалённых. Это явление, известное как параллакс, теоретически можно использовать для измерения расстояния до любой звезды, но проще всего — для самых близких звёзд.
По крайней мере, так было бы при условии, что звёзды достаточно близки, чтобы их смещение можно было заметить с учётом ограничений нашего тела, аппаратуры и точки наблюдения. В древности считалось, что космос геоцентричен, поэтому параллакс пытались обнаружить, наблюдая одни и те же звёзды на рассвете и в сумерках: даст ли базис в один земной диаметр (Земля поворачивается за эти 12 часов) наблюдаемое смещение какой-нибудь звезды? Как выяснилось, никакого такого смещения не обнаруживается...
Однако в XVII веке, после работ Коперника, Галилея и Кеплера, раскрывших гелиоцентрическое устройство нашего мира, учёный Роберт Гук решил, что метод параллакса наконец-то сможет принести плоды.
В конце 1660-х годов Гук взялся за дело. Он понимал, что помехой может стать атмосферная рефракция (искривление световых лучей атмосферой Земли), и, чтобы свести этот эффект к минимуму, построил так называемый зенитный телескоп — телескоп, смотрящий строго вверх, в зенит, что минимизирует толщу атмосферы, которую приходится проходить свету. Измеряя положение Гаммы Дракона, звезды, проходящей через зенит в его местности в Лондоне, Гук на протяжении года провёл несколько наблюдений, ища любые видимые отклонения её положения от «истинного зенита» с той точностью, на какую были способны его инструменты.
Начиная с 1669 года он зафиксировал четыре измерения и заметил вариацию, которая, по его утверждению, была различима при точности его приборов: 25 угловых секунд, или около 0,007 градуса. Свои результаты он опубликовал в 1674 году в работе «Опыт доказательства движения Земли посредством наблюдений», где сообщил:
«Итак, из наблюдений очевидно… что существует заметный параллакс земной орбиты для неподвижной звезды в голове Дракона и, следовательно, подтверждение коперниковской системы против птолемеевой и тихонической».
Расстояние до Гаммы Дракона, следовавшее из измерений Гука, составляло около 0,26 светового года, или 16 500 расстояний Земля-Солнце (астрономических единиц, а.е.). По сравнению с современным результатом измерения Гука оказались содержащими большую ошибку: в действительности Гамма Дракона находится в 154 световых годах и имеет параллакс всего 21 миллиугловую секунду (мас) — более чем в 1000 раз меньше того, что намерил Гук.
Второй метод: Христиан Гюйгенс
Многие астрономы XVII века и даже более ранних эпох придерживались совсем иной идеи оценки расстояний до звёзд.
Сначала мы предполагаем, что Солнце — это типичная звезда с типичной собственной светимостью и типичным размером.
Затем мы измеряем яркость Солнца относительно наблюдаемой яркости звезды на ночном небе.
И наконец, мы используем тот факт, что яркость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов, показанный выше), чтобы вычислить, во сколько раз эти звезды дальше от нас, чем Солнце.
Проблема, с которой сталкивались все, кто пытался применить такой метод, заключалась в трудности второго шага. Поскольку Солнце невероятно яркое, а звёзды (даже самые яркие из них) невероятно тусклые, корректное сравнение казалось практически невозможным. К тому же звёзды видны только ночью, когда Солнце уже зашло, так что одновременное сравнение «бок о бок» тоже практически исключено.
И вот здесь появился Гюйгенс. Он начал с длинной непрозрачной трубы с большим апертурным отверстием и рассматривал через неё ярчайшую звезду ночного неба — Сириус. Затем он закрепил на торце трубы светонепроницаемый латунный диск, просверлив в нём ряд отверстий, — для работы днём. Гюйгенс понимал: если сверлить всё меньшие и меньшие отверстия, пропуская лишь ничтожную долю солнечного света (отверстие должно быть меньше даже булавочного прокола), в конце концов можно получить настолько малое отверстие, что его яркость для глаза совпадёт с яркостью Сириуса накануне ночью.
К несчастью для Гюйгенса, даже самое маленькое отверстие, которое он смог просверлить в латунном диске, оставляло точку солнечного света куда ярче любой из наблюдавшихся им звёзд. Тогда он вставил в наименьшее из отверстий крошечные стеклянные бусины, которые ещё сильнее ослабляли просачивающийся сквозь него солнечный свет, дополнительно снижая его яркость.
Гюйгенс подсчитал, что по сравнению с полным, неослабленным светом Солнца ему пришлось уменьшить его яркость, сочетая перекрытие большей части солнечного диска и почти непрозрачную (но слегка просвечивающую) бусину в крошечном отверстии латунного диска, в 765,3 миллиона раз (765 300 000), чтобы уравнять её с ночной яркостью Сириуса. Поскольку яркость падает обратно пропорционально квадрату расстояния, квадратный корень из этого числа говорит, во сколько раз данная звезда (Сириус) дальше, чем расстояние Земля–Солнце: в 27 664 раза.
Это даёт 0,44 светового года, или 27 664 расстояния Земля–Солнце. Получилось больше, чем оценка Гука для Гаммы Дракона, но результат опирается на ключевое допущение: что Сириус по светимости равен Солнцу. На деле Сириус далеко не подобен Солнцу: по своей природе это звезда спектрального класса A, тогда как наше Солнце — класса G. Если точнее, он примерно в 25,4 раза ярче Солнца по собственной светимости. Знай Гюйгенс этот факт, он вычислил бы расстояние в 2,2 светового года: несколько ближе к истинному значению 8,6 светового года, что совсем неплохо для оценки, сделанной ещё в 1698 году!
Третий метод: Исаак Ньютон
Ещё в 1668 году современник и друг Исаака Ньютона Джеймс Грегори написал трактат «Geometriae pars universalis» («Всеобщая часть геометрии»), где предложил остроумный метод, который, как можно утверждать, превосходил метод Гюйгенса в сравнении яркости Солнца и звёзд: использовать в качестве посредника планету. Если удастся найти планету Солнечной системы, чья яркость точно совпадает с яркостью звезды, и наблюдать эту планету именно в тот момент, то появится простой способ сопоставить расстояния внутри Солнечной системы с расстоянием до звезды-«двойника». Всё, что нужно сделать, это:
вычислить, какое расстояние свет прошёл и на какое «разошёлся» от Солнца, прежде чем попасть на планету;
знать, какая доля падающего на планету солнечного света отражается (её альбедо, или отражающая способность);
знать диаметр (то есть физический размер) наблюдаемой планеты;
и затем рассчитать, как отражённый планетой свет расходится, прежде чем достичь нашего глаза.
Грегори и сам выполнил предварительный расчёт, но предупредил, что ему нельзя доверять, пока не будут получены более точные оценки расстояний в Солнечной системе.
Хотя Грегори (исторически, пожалуй, более известный как создатель телескопа Грегори) умер молодым, в 1674 году, в возрасте 36 лет, у Ньютона имелся экземпляр его книги. Он хорошо её изучил и выполнил более точную версию расчётов Грегори, по некоторым оценкам, возможно, уже в 1685 году. Однако лишь после смерти Ньютона в 1727 году его итоговая рукопись была собрана и опубликована, она увидела свет в 1728 году под названием «Система мира» (De mundi systemate), хотя изначально задумывалась как третий том его гораздо более знаменитых «Математических начал натуральной философии» (Principia Mathematica).
Преимущества метода Грегори были очевидны:
можно наблюдать звезду (например, Сириус) и выбранную для сравнения планету одновременно, а не полагаться на память, вспоминая яркость, звезды, увиденной несколькими часами ранее;
можно наблюдать их в сходных условиях, особенно когда звезда и планета расположены рядом на небе;
и, после появления законов Ньютона и его телескопа-рефлектора, стало возможным прямыми измерениями узнать и расстояние до планет, а также их физический размер на этом расстоянии.
Хотя Грегори выполнял свои первые оценки, используя Юпитер как калибровочную точку, Ньютон сразу понял, что Сатурн, самая далёкая из известных тогда планет, обеспечит лучший базис. (Впрочем, есть ограничения: Юпитер всегда выглядит ярче Сириуса, а Сатурн всегда тусклее Сириуса, так что, возможно, Сириус, несмотря на статус ярчайшей звезды, не был лучшим выбором для сравнения.) Опираясь на наблюдения Джона Флемстида 1672 года, Ньютон знал, что Сатурн примерно в 9-10 раз дальше от Солнца, чем Земля, а по диаметру примерно в 10 раз крупнее Земли.
Чего Ньютон не знал, так это того, насколько хорошо Сатурн отражает свет (то есть каково его альбедо; он предположил, что тот отражает 50 % падающего на него света), а также (как и Гюйгенс), какова собственная светимость Сириуса (он тоже принял её равной солнечной). Его ответ оказался больше, чем у Гюйгенса и Гука: около 300 000 расстояний Земля-Солнце, или, в современных единицах, около 4,7 светового года.
Оценка трёх методов
Итак, из этих ранних оценок, сделанных 300 с лишним лет назад, мы имеем трёх прославленных учёных, три независимых метода и три довольно разных ответа о расстояниях до звёзд. Так насколько же далеки звёзды на самом деле?
Методы Гюйгенса и Ньютона, при всей их изобретательности в условиях ограниченных инструментальных возможностей того времени, страдали от большой проблемы: требовалось знать нечто о собственной светимости наблюдаемых звёзд относительно Солнца, — а такой информацией астрономы не располагали вплоть до XX века. Гюйгенс недооценил расстояние до Сириуса даже после поправки на его большую собственную светимость по сравнению с Солнцем; если же применить ту же поправку к методу Ньютона, окажется, что он значительно переоценил расстояние до Сириуса. Исходная, честно признанная ненадёжной оценка самого Грегори (83 190 расстояний Земля-Солнце, или 1,32 светового года) на деле оказалась лучше ньютоновской: с поправкой на истинную собственную светимость Сириуса она даёт расстояние 6,6 светового года, то есть расхождение с истинным значением всего 23%!
Гук же, возможно, ошибся сильнее всех, но именно его метод привёл к наиболее успешным и широко применяемым результатам в измерении звёздных расстояний в нашу эпоху.
Как же Гук так сильно промахнулся? Оказывается, он, по-видимому, крайне неверно истолковал то, что наблюдал. Как документирует историк науки Тони Кристи (Thony Christie), учёный Джеймс Брэдли предпринял кропотливую попытку воспроизвести эксперимент Гука, используя несколько высокоточных телескопов, специально построенных для этой цели в 1725 году, причём для независимой проверки: как в собственном доме, так и в доме своего соседа Сэмюэла Молинью. Наблюдать они снова отправились ту же самую звезду, что и Гук: Гамму Дракона.
Что любопытно, Брэдли действительно обнаружил, что положение звезды слегка меняется в течение года. Более того, звезда описывала крошечный эллипс — именно такую форму и следовало ожидать, поскольку Земля обращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, что было известно ещё со времён Кеплера в начале XVII века. Но Брэдли, при всей его аккуратности, отметил, что это не может быть звёздным параллаксом по важной причине: изменения положения происходили не в ту сторону! Как писал Кристи в 2010 году:
«Брэдли знал, что это не параллакс, потому что смещения происходили в неверных направлениях: когда согласно теории параллакса звезда должна была смещаться к югу, она смещалась к северу, и наоборот. Брэдли не мог поверить собственным глазам и потратил ещё год на скрупулёзное повторение наблюдений, но результат был тем же».
Что могло вызывать это движение? Сам того не зная, Брэдли только что открыл явление звёздной аберрации: небесные объекты кажутся смещающимися из-за движения наблюдателя. В случае Гаммы Дракона, наблюдаемой с Земли, движение наблюдателя в основном определяется обращением Земли вокруг Солнца со скоростью около 30 км/с, то есть примерно 0,01 % скорости света. Этого было достаточно, чтобы доказать: Земля действительно обращается вокруг Солнца, но никакого обнаружения параллакса тут не было.
Параллакс удалось зарегистрировать лишь в 1830-х годах, когда трое астрономов — Томас Хендерсон, Фридрих Бессель и Вильгельм Струве, наблюдая три разные звезды (Альфу Центавра, 61 Лебедя и Вегу соответственно), обнаружили реальное смещение в течение года и окончательно измерили звёздный параллакс. Хотя Хендерсон выполнил наблюдения первым, в 1833 году, результаты он опубликовал только в 1839-м. Струве, со своей стороны, в 1837 году опубликовал предварительные, но ненадёжные (и в итоге неверные) данные о Веге, а более точное измерение — лишь в 1840 году. Бессель же опубликовал свои высококачественные данные 5 ноября 1838 года и обычно считается открывшим первый звёздный параллакс.
По-настоящему переломным изобретением стало применение в астрономии фотографии: это дало первые снимки Луны и Солнца в 1840-х годах и, в конце концов, первую фотографию звезды в 1850 году. Возможность сравнивать снимки — сначала глазом, а ныне компьютерными методами, привела к современным измерениям более миллиарда звёздных параллаксов в Млечном Пути, причём за подавляющее большинство из них отвечает спутник Gaia Европейского космического агентства. Именно параллакс, а не измерения яркости, — способ действительно измерить расстояния до звёзд.
Однако из трёх ранних оценок «параллактическое» расстояние, заявленное Гуком, было худшим с огромным отрывом. Гюйгенс и Ньютон оказались в пределах порядка величины от правильного ответа (после поправки на собственную светимость звезды), тогда как измерения Гука ошибались более чем в 1000 раз! Более того, для выбранной Гуком звезды — Гаммы Дракона, несмотря на её относительную яркость, ненулевой параллакс не был обнаружен вплоть до публикации каталога Hipparcos в 1997 году, который и дал её современное расстояние: 154 световых года. Хотя нам, людям, свойственно ценить получение правильного ответа независимо от использованного метода, в науке для установления обоснованности по-настоящему важны процедура, которой следуют, и воспроизводимость правильного результата.
Впервые эта статья была опубликована в феврале 2024 года. Обновлена в ноябре 2026 года.
