Альфа Центавра — ближайшая к нам звезда, разумеется, после Солнца. Учёные выяснили, свету понадобится 4 года, чтобы добраться до нас. Задумывались ли вы о том, как удалось рассчитать это расстояние? Ведь по земным меркам оно неописуемо огромное. Но как ни странно, при расчётах применяется метод, которым мы пользуемся на Земле. 

Глядя из окна поезда 

Расчёт расстояния до звёзд не сильно волновал древних людей, ведь по их мнению они были прикреплены к небесной сфере и находились от Земли на одинаковом расстоянии, которое человеку никогда не измерить. Где мы, а где эти божественные купола? Понадобились многие и многие столетия, чтобы люди поняли: Вселенная устроена несколько сложнее. Для понимания мира, в котором мы живём, потребовалось построить пространственную модель, в которой каждая звезда удалена от нас на определённое расстояние, подобно тому, как туристу для прохождения маршрута требуется карта, а не панорамная фотография местности. Первым помощником в этой сложной затее стал параллакс, знакомый нам по поездкам на поезде или на машине. Замечали ли вы, как быстро мелькают придорожные столбы на фоне далёких гор? Если замечали, то вас можно поздравить: вы, сами того не желая, открыли важную особенность параллактического смещения — для близких объектов оно гораздо больше и заметнее. И наоборот.

Что такое параллакс? 

На практике параллакс начал работать на человека в геодезии и (куда же без этого?!) в военном деле. Действительно, кому, как не артиллеристам, нужно измерение расстояний до далёких объектов с максимально возможной точностью? Тем более, что метод триангуляции прост, логичен и не требует применения каких-то сложных приспособлений. Всё, что требуется — измерить два угла и одно расстояние, так называемую базу, с приемлемой точностью, а далее с помощью элементарной тригонометрии определить длину одного из катетов прямоугольного треугольника.

ТРИАНГУЛЯЦИЯ НА ПРАКТИКЕ Представьте, что вам необходимо определить расстояние (d) от одного берега до недоступной точки на корабле. Ниже мы приведём алгоритм необходимых для этого действий. 

1 Отметьте на берегу две точки (А) и (B), расстояние между которыми вам известно (l). 

2 Измерьте углы и . 

3 Вычислите d по формуле: 

Очевидно, что точность напрямую зависит от величины базы: чем она будет длиннее, тем, соответственно, большими будут параллактические смещения и углы. Для земного наблюдателя максимально возможная база — диаметр орбиты Земли вокруг Солнца, то есть измерения надо проводить с интервалом в полгода, когда наша планета оказывается в диаметрально противоположной точке орбиты. Такой параллакс называется годичным, и первым астрономом, попытавшимся его измерить, был знаменитый датчанин Тихо Браге, прославившийся исключительным научным педантизмом и неприятием системы Коперника. Возможно, приверженность Браге идее геоцентризма сыграла с ним злую шутку: измеренные годичные параллаксы не превышали угловой минуты и вполне могли быть отнесены на счёт инструментальных ошибок. Астроном с чистой совестью убедился в «правильности» Птолемеевой системы — Земля никуда не движется и находится в центре маленькой уютной Вселенной, в которой до Солнца и других звёзд буквально рукой подать, всего лишь в 15–20 раз дальше, чем до Луны. Впрочем, труды Тихо Браге не пропали зря, став фундаментом для открытия законов Кеплера, окончательно поставивших крест на устаревших теориях устройства Солнечной системы.

Космическая «линейка» 

Надо отметить, что, прежде чем всерьёз взяться за далёкие звёзды, триангуляция прекрасно поработала в нашем космическом доме. Главной задачей стало определение расстояния до Солнца, той самой астрономической единицы, без точного знания которой измерения звёздных параллаксов становятся бессмысленными. Первым в мире человеком, поставившим перед собой такую задачу, стал древнегреческий философ Аристарх Самосский, предложивший за полторы тысячи лет до Коперника гелиоцентрическую систему мира. Проделав сложные расчёты, основанные на довольно приблизительных знаниях той эпохи, он получил, что Солнце находится в 20 раз дальше, чем Луна. На многие столетия эта величина была принята за истину, став одной из базовых аксиом теорий Аристотеля и Птолемея. Только Кеплер, подойдя вплотную к построению модели Солнечной системы, подверг эту величину серьёзной переоценке. В этом масштабе никак не удавалось связать реальные астрономические данные и открытые им законы движения небесных тел. Интуитивно Кеплер полагал, что Солнце удалено от Земли гораздо дальше, но, будучи теоретиком, он не находил способа подтвердить (или опровергнуть) свою догадку. Любопытно, что корректная оценка размера астрономической единицы стала возможна именно на основе законов Кеплера, задавших «жёсткую» пространственную структуру Солнечной системы. Астрономы располагали её точной и подробной картой, на которой оставалось только определить масштаб. Этим и занялись французы Жан Доминик Кассини и Жан Рише, измерившие положение Марса на фоне далёких звёзд во время противостояния (в этом положении Марс, Земля и Солнце располагаются на одной прямой, а расстояние между планетами минимально).

Точками измерения стали Париж и удалённая на добрых 7 тысяч километров столица французской Гвианы — Кайенна. В южноамериканскую колонию отправился молодой Рише, а маститый Кассини остался «мушкетёрить» в Париже. По возвращении молодого коллеги учёные засели за вычисления, и в конце 1672 года они представили результаты своих изысканий — по их расчётам, астрономическая единица была равна 140 миллионам километров. В дальнейшем для уточнения масштабов Солнечной системы астрономы использовали прохождения Венеры по диску Солнца, происшедшие в XVIII-XIX веках четырежды. И, пожалуй, эти исследования можно назвать первыми международными научными проектами: кроме Англии, Германии и Франции их активным участником стала Россия. К началу XX века масштаб Солнечной системы был установлен окончательно, и было принято современное значение астрономической единицы — 149,5 миллиона километров.

Парсеки, парсеки 

А с этими исходными данными уже можно было и претендовать на точность измерений. К тому же угломерные инструменты достигли нужного уровня. Русский астроном Василий Струве, директор университетсткой обсерватории в городе Дерпт (ныне Тарту в Эстонии), в 1837 году опубликовал результаты измерения годичного параллакса Веги. Он оказался равен 0,12 угловой секунды. Эстафету подхватили немец Фридрих Вильгельм Бессель, ученик великого Гаусса, через год измеривший параллакс звезды 61 в созвездии Лебедя — 0,30 угловой секунды, и шотландец Томас Гендерсон, «поймавший» знаменитую альфу Центавра с параллаксом 1,2». Позже, правда, выяснилось, что последний несколько перестарался и на самом деле звезда смещается всего на 0,7 угловой секунды за год. Накопленные данные показали, что годичный параллакс звёзд не превышает одной угловой секунды. Её и приняли учёные для введения новой единицы измерения — парсека («параллактическая секунда» в сокращении). С такого безумного по привычным меркам расстояния радиус земной орбиты виден под углом в 1 секунду. Чтобы нагляднее представить космические масштабы, примем, что астрономическая единица (а это и есть радиус орбиты Земли,равный 150 миллионам километров) «сжалась» в 2 тетрадных клеточки (1 см). Так вот: «увидеть» их под углом в 1 секунду можно… с двух километров! Для космических глубин парсек — не расстояние, хотя даже свету на его преодоление понадобится целых три с четвертью года. В пределах всего лишь десятка парсек наших звёздных соседей можно буквально пересчитать по пальцам. Когда же речь заходит о галактических масштабах, впору оперировать кило- (тысяча единиц) и мегапарсеками (соответственно, миллион), которые в нашей «тетрадной» модели уже могут залезать в другие страны. Настоящий бум сверхточных астрономических измерений начался с приходом фотографии.

«Глазастые» телескопы с метровыми объективами, чувствительные фотопластинки, рассчитанные на многочасовую экспозицию, прецизионные часовые механизмы, поворачивающие телескоп синхронно с вращением Земли,— все это позволило уверенно фиксировать годичные параллаксы с точностью до 0,05 угловой секунды и, таким образом, определять расстояния до 100 парсек. На большее (а точнее, на меньшее) земная техника неспособна: мешает капризная и неспокойная земная атмосфера. Если проводить измерения на орбите, то можно существенно повысить точность. Именно с такой целью в 1989 году на околоземную орбиту был запущен астрометрический спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, от  английского High Precision Parallax Collecting Satellite), разработанный в Европейском космическом агентстве. Результат его работы — каталог из 120 тысяч звёздных объектов с годичными параллаксами, определёнными с точностью до 0,01 угловой секунды. А его последователь, спутник Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), запущенный 19 декабря 2013 года, рисует пространственную карту ближайших галактических окрестностей с миллиардом (!) объектов. И кто знает, может быть уже нашим внукам она очень пригодится.

 Аристарх предположил, что Луна имеет форму шара и освещается Солнцем. Следовательно, если Луна выглядит «рассечённой» пополам, то угол Земля-Луна-Солнце является прямым. 2 Далее Аристарх вычислил угол Солнце-Земля-Луна путём прямого наблюдения. 3 Используя правило «сумма углов треугольника равна 180 градусов», Аристарх рассчитал угол Земля-Солнце-Луна. 4 Применив соотношение сторон прямоугольного треугольника, Аристарх вычислил, что растояние Земля-Луна в 20 раз больше, чем Земля-Солнце. Обратите внимание! Аристарх не вычислял точного расстояния. 

ЗВЁЗДНЫЕ КАРТОГРАФЫ

III век до н.э.

Аристарх Самосский Предложил гелиоцентрическую систему мира и определил расстояние от Земли до Солнца и Луны.

(1546 — 1601)

Тихо Браге Первым в Европе проводил систематические высокоточные астрономические наблюдения, на основе которых его ученик Кеплер вывел закон движения планет.

(1571 — 1630)

Кеплер Первооткрыватель законов движения планет Солнечной системы.

(1748 — 1845) 

Доминик Кассини Потомственный астроном, собрал данные о поверхности планет Солнечной системы с помощью больших телескопов.

(1989 — 1992)

Орбитальный телескоп Гиппарх Высокоточный спутник для сбора параллаксов, за 37 месяцев работы собрал информацию более чем о миллионе звёзд.

(2013 — по настоящий день)

Орбитальный телескоп Гайя Преемник Гиппарха. Основная задача Гайя – составление подробной карты расположения звёзд нашей Галактики.

1 В результате работы орбитального телескопа Гиппарх был составлен фундаментальный астрометрический каталог.

2 С помощью Гайя составлена трёхмерная карта части нашей Галактики с указанием координат, направления движения и цвета около миллиарда звёзд. 

ГЛАЗА и СВЕТ

Говорят, «видеть — это верить». Представьте, что вы стоите на залитом солнцем лугу. Сколько вокруг ярких красок: зелёная трава, жёлтые одуванчики, красная земляника, сиренево-синие колокольчики! Но мир ярок и красочен только днём, в сумерках все предметы становятся одинаково серыми, а ночью — и вовсе невидимыми. Именно свет позволяет увидеть окружающий мир во всём его разноцветном великолепии. Главный источник света на Земле — Солнце, громадный раскалённый шар, в глубинах которого непрерывно идут ядерные реакции. Часть энергии этих реакций Солнце посылает нам в виде света. Но в чём таинство зрения? Каким образом мы способны воспринимать свет и любоваться теми, кто нам дорог, восторгаться величием природы и рассматривать гениальные произведения искусства? 

ИЗЛУЧЕНИЕ ВОКРУГ НАС

Мы живём в мире буквально пронизанном электромагнитными волнами. Они повсюду. Любимая музыка в приёмнике доходит до нас через радиоволны, для разогрева еды мы используем микроволны, и наконец — благодаря инфракрасному излучению мы ощущаем тепло солнечных лучей. Всё это примеры электромагнитных волн. Что же это такое? Строгое научное определение, это распространяющееся в пространстве изменение состояния электромагнитного поля. Электромагнитное излучение способно распространяться практически во всех средах, а в вакууме (в пространстве свободном от материи) это излучение достигает абсолютной максимальной скорости — 299,792,458 метров в секунду! Как и у любой волны, у электромагнитной волны тоже есть параметры: длина волны (расстояние между гребнями волны) и частота (количество колебаний за единицу времени). Причем эти параметры обратно пропорциональны:

λ = v/f

Где λ – длина волны, v — фазовая скорость, для электромагнитной волны в вакууме это v=299,792,458 м/с, а f — частота колебания.

Удивительно то, что глаз человека умеет различать длину волны. Но только человек воспринимает излучение волны как цвет. Например, излучение волны длиной 400 нм мы воспринимаем как фиолетовый цвет, а 600 нм уже как зелёный. Цвета переходят от одного к другому до тех пор пока длина волны не достигнет 780 нм, это предел восприимчивости глаза и красный цвет. 

ВИДИМЫЙ ДИАПАЗОН ЛУЧЕЙ

СПЕКТР ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫХ ВОЛН

• крайне низкие волны 
• сверхдлинные волны 
• длинные волны 
• радиоволны 
• микроволны 
• ИФ-лучи
• невидимый диапазон лучей
• УФ-лучи 
• рентгеновские лучи 
• гамма-лучи
• невидимый диапазон лучей

Электромагнитные волны распространяются со скоростью света (который, как мы знаем, тоже подвид этих волн). Как же различать волны? По двум характеристикам мы можем точно определить, с какой волной имеем дело: длина волны и частота колебания. Длина волны — это расстояние между двумя гребнями волны. Причём это расстояние у электромагнитных волн бывает самым разным: от нанометров до километров. Частота — это количество повторений за единицу времени, в случае с волнами это частота колебаний.

Ближайшая к нам звезда Солнце — мощнейший источник электромагнитных волн для Земли. Солнце одновременно излучает весь возможный спектр волн: радиоволны, микроволны, инфракрасные и ультрафиолетовые волны, рентгеновские и гамма-волны. Благодаря инфракрасным, например, Солнце греет Землю и всех живых существ. Без этих лучей температура на Земле установилась бы на отметке — 270 градусов.

ЭВОЛЮЦИЯ ГЛАЗА

Почему глаз ограничен таким узким видимым спектром — от 380 нм до 780 нм? Ведь Солнце, например, «светит» в гораздо широком диапазоне — от 0.01 нм до 1 км. Стоило бы глазу чуть «расширить» воспринимаемый спектр, и мы могли бы «видеть» радиоволны, различать температуру тел на глаз или даже видеть словно рентгеновский аппарат. Ситуация сходна с тем, что если бы мы, имея радиоприёмник, слушали только одну радиостанцию из миллиона. Эволюция глаза начинается ещё со времён одноклеточных организмов, которые имели рецепторы, реагирующие на свет. Зачем им реагировать на свет? Там, где свет, как минимум, тепло, и выше вероятность встретить еду. Чем лучше был развит этот рецептор у организма, тем больше шансов было на выживание. С физической точки зрения это означало, что рецептор должен быть чувствительным к свету или поглощать как можно больше энергии излучения. Из определения электромагнитных волн следует, что чем короче волна, тем больше энергии она несёт (попробуйте самостоятельно обосновать это утверждение).

Следовательно, в процессе эволюции глаз стремился работать с как можно короткими волнами, потому что они имели большую энергию. Но тут вмешались внешние обстоятельства — атмосфера Земли и её магнитные поля, которые не пропускают слишком короткие волны. Иначе бы жизнь на Земле может и не зародилась под радиоактивными лучами Солнца. В итоге видимый спектр стал самыми короткими волнами, которые пропускает атмосфера. Умение различать цвета давало обладателям глаз ещё одно эволюционное преимущество. Всё дело в свойствах лучей, а именно в том, как они отражаются от поверхности других объектов. Для начало ответьте на вопрос: как ваш глаз узнаёт, что перед ним находится жёлтый лист бумаги? С точки зрения физики, это означает, что до вашего глаза дошли лучи определённой длины («жёлтые»). А остальные лучи были «поглощены» этим объектом. Цвет объекта давал дополнительную информацию о его состоянии и качестве.

Магнитное поле Земли не пропускает губительные для жизни короткие электромагнитные волны от Солнца. 

Отражённый от объекта свет попадает на сетчатку глаза, откуда информация передается в мозг.