Хайно Фальке – Свет во тьме. Черные дыры, Вселенная и мы (страница 10)
На основании законов Кеплера английскому теологу и ученому-энциклопедисту Исааку Ньютону[33] полвека спустя удалось не только построить классическую механику, но и с помощью выведенных Кеплером законов гравитации объяснить ее действие на Земле, на орбите Луны и при движении планет вокруг Солнца.
В модели Ньютона гравитация – универсальная дальнодействующая сила, которая обеспечивает притяжение массивных тел друг к другу независимо от их состава. Сила действует тем слабее, чем дальше друг от друга находятся тела, но она никогда полностью не исчезает. Ньютоновская сила тяготения одинаково действует на все тела во всей Вселенной – то есть на планеты она действует так же, как и на падающие на землю яблоки. Сила тяготения вызывает все океанские приливы вообще и весенние приливы в полнолуние в частности. Благодаря Ньютону в Солнечной системе было объяснено почти все. Но – только
Важнейшие вопросы астрономии, то есть размер Вселенной и расстояние между Землей и звездами, долгое время оставались без ответа. Если Земля обращается вокруг Солнца, не означает ли это, что положение звезд на небе должно меняться?
Кажущееся смещение положения звезд называется параллаксом и возникает при наблюдении за звездой с двух позиций, расположенных далеко друг от друга. Любой может самостоятельно проверить этот эффект: вытяните руку прямо перед собой, поднимите вверх большой палец и посмотрите на него, закрыв сначала один глаз, а затем другой. Взгляд на большой палец с этих немного разных позиций заставляет нас думать, будто он двигается из стороны в сторону. Чем ближе палец к нашему лицу, тем больше становится кажущееся его (пальца) смещение. Когда же мы смотрим на удаленный от нас объект обоими глазами, мы способны воспринять глубину и таким образом оценить расстояние до него.
Тот же эффект параллакса, который мы наблюдаем в малом масштабе при рассмотрении предметов поочередно двумя глазами, может использоваться и при обращении Земли вокруг Солнца. Если я измерю положение звезды один раз летом, когда Земля находится в крайне левом положении от Солнца, а затем зимой, когда она в крайне правом положении, то звезды – в зависимости от того, насколько далеко они от Земли, – также должны сместиться вправо или влево на разные расстояния. Но ни Кеплер, ни Коперник ничего подобного не замечали. Либо их модели были неточными, либо звезды должны были находиться так далеко, что смещение было минимальным и едва заметным. Насколько далеко они располагаются и, следовательно, каков размер видимой Вселенной, зависит от точного расстояния между Землей и Солнцем. Определение этого расстояния стало одной из самых важных задач астрономии. Для решения проблемы потребовалась координация действий астрономов всего мира, что положило начало глобальному соревнованию.
И первым “объектом желания” ученых стала Венера, названная в честь римской богини любви и красоты. На самом деле наша небесная соседка очень горяча и не слишком привлекательна. Окажись мы там, нас бы расплющило давление окружающей ее плотной атмосферы из парниковых газов: на поверхности Венеры давление такое же, как на глубине более 900 метров под водой на Земле. Кроме того, там жарко, как в печи.
Но Венера оказала неоценимую услугу современной астрономии. С помощью этой планеты удалось измерить точное расстояние между Солнцем и Землей (это расстояние стало называться астрономической единицей [а.е.]), а вместе с ним размер Солнечной системы и даже всей Вселенной. Для этого исследователям пришлось измерить параллакс при так называемом транзите Венеры – коротком промежутке времени, за который Венера проходит прямо перед Солнцем. Это событие похоже на солнечное затмение, только в меньших масштабах, и заметить его могут лишь опытные астрономы, вооруженные телескопом.
В то время как Луна из‐за своей близости к Земле иногда практически полностью закрывает Солнце, гораздо более далекая Венера этого сделать не может. Когда эта планета в течение нескольких часов проплывает мимо ярко-золотого Солнца, можно наблюдать только еле различимое пятно. Долгое время мы, люди, вообще не замечали этих повторяющихся событий.
Иоганн Кеплер еще в XVII веке предсказал транзиты Венеры и Меркурия – двух планет, расположенных между Землей и Солнцем. Однако он не дожил до подтверждения своих предсказаний: следующее прохождение Венеры по диску Солнца, которое он мог бы наблюдать, произошло в 1631 году, когда Кеплер уже умер.
Путь, по которому черный диск Венеры движется по диску Солнца, зависит от места наблюдения на Земле и от расстояния до Солнца. Чем дальше на юг переместится наблюдатель, тем выше на солнечном диске он увидит движущуюся тень, потому что угол, под которым он на нее смотрит, изменится. Измерив время, которое потребовалось Венере для ее транзита, наблюдаемого из разных точек Земли, можно, используя метод параллакса и третий закон Кеплера, рассчитать расстояние между Солнцем и Землей. Идея сама по себе блестящая, если бы не одна загвоздка: транзиты Венеры – очень редкое астрономическое явление. Основная причина этого в том, что плоскости орбит Венеры и Земли немного наклонены друг относительно друга. Даже если Венера, видимая с Земли, усматривается в одном направлении с Солнцем, проходя мимо, она может оказаться выше или ниже его диска. Транзиты Венеры случаются только четырежды в 243 года и происходят парами – последний раз это было в 2004 и 2012 годах, а до того – в 1874 и 1882 годах.
Даже если все условия совпадали, ученым еще предстояло озаботиться тем, чтобы ни в коем случае не пропустить прохождение планеты. Снова и снова астрономы из разных стран отправлялись в путешествие по миру, чтобы наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца под всеми возможными углами. В определенном отношении эти экспедиции явились предшественниками наших современных экспедиций к черным дырам, но в то время и такие предприятия были далеко не простыми. А некоторых исследователей постигала неудача, даже если они не выезжали из дома: например, Джереми Хоррокс в Англии едва не пропустил транзит Венеры 4 декабря 1639 года. Сначала он ждал рядом с телескопом, который навел на Солнце, но, поскольку Венера все никак не появлялась, оставил свой пост и отправился, предположительно, на церковную службу. Когда же Хоррокс вернулся к телескопу, то выяснилось, что он почти опоздал. Транзит давно начался, и Венера уже двигалась по диску Солнца. Из-за этого Хоррокс смог только приблизительно оценить полную продолжительность транзита.
Ученые решили гораздо более внимательно понаблюдать за следующими транзитами Венеры в 1761 и 1769 годах и поэтому отправились в различные международные экспедиции, которые тогда было не так‐то просто организовать. Самое драматическое фиаско потерпел Гийом Лежантиль, который планировал наблюдать за транзитом из Индии. Его корабль прибыл в пункт назначения в Пондичерри (город на юго-востоке страны) как раз тогда, когда британцы в ходе военной кампании только-только захватили город. Французу Лежантилю не разрешили сойти на берег, и он был вынужден делать свои измерения на борту судна. Но деревянный корабль, качающийся на волнах, – не самое подходящее место для точных астрономических измерений, и результат оказался непригодным. Лежантиль решил подождать восемь лет до следующего транзита, но именно в тот момент, когда начался транзит, небо заволокло тучами. Для работы астроному нужно везение, и, в частности, требуется, чтобы погода в нужный момент была на его стороне. Удача – это вообще дама капризная. Когда француз наконец собрался отплыть домой после многих лет, проведенных за границей, он заболел дизентерией и чуть не умер. А вернувшись во Францию, обнаружил, что семья уже давно разделила его имущество, посчитав родственника погибшим. Даже его место во Французской академии наук было отдано другому ученому.
Так или иначе, но научное сообщество все же смогло с приемлемой точностью измерить расстояние между Землей и Солнцем. Значение астрономической единицы, определенное тогда, отличалось от установленного сегодня значения в 149 597 870 700 метров всего лишь примерно на 1,5 процента.
А точное расстояние до звезды 61 Лебедя первым определил в 1838 году немецкий астроном Фридрих Бессель, применивший метод параллакса и значение астрономической единицы. Смещение звезды на небе, которое Бессель измерял в течение года, составило мизерное значение, равное 0,3 угловой секунды, что примерно эквивалентно ширине волоса, видимого на расстоянии 50 метров. С помощью простой тригонометрии, зная значение астрономической единицы, он смог вычислить расстояние от Земли до звезды, и оно составило 100 триллионов километров, то есть 11,4 светового года. Бессель изумился, поняв, что измеренный им свет от звезды шел к Земле более десяти лет. Благодаря этому измерению было наконец снято последнее из первоначальных научных возражений против модели гелиоцентрического мироустройства.
Поскольку почти все расстояния в астрономии опираются на метод параллакса, астрономы придумали в его честь особую меру длины –