РАЗВЕДКА ДАЛЕКИХ МИРОВ Система Orphus
Главная > Раздел Физика > Полная версия




М. ИВАНОВСКИЙ




РАЗВЕДКА
ДАЛЕКИХ МИРОВ



Рисунки Л. Коростышевского



Государственное издательство Детской Литературы
Министерства Просвещения РСФСР
Москва 1951 Ленинград


 {1} 




Научный редактор кандидат физико-
математических наук Б. М. Рубашев



Консультант доктор физико-
математических наук
проф. К. Ф Огородников










 {2} 






ПРЕДИСЛОВИЕ

В этой книге рассказано о том, как исследуют далекие миры: Луну, Солнце, планеты, звезды, звездные острова.

Из нее мы узнаем каковы были наши знания об этих мирах в прошлом и какими данными о них располагает советская передовая наука — астрономия — в наши дни.

Важнейшее значение астрономии заключается в том, что она показывает нам действительное место нашей Земли во Вселенной.

Буржуазные ученые в угоду религиозным представлениям старались и стараются убедить людей в том, что земной шар является центром Вселенной, что Земля, Солнце и Луна суть единственные и неповторимые образования.

Передовая советская астрономическая наука разрушила эту вредную сказку.

Она доказала, что во Вселенной имеется бесчисленное множество звезд, бесчисленное множество небесных тел, весьма похожих на Солнце и отличающихся от него не больше, чем два листа одного и того же дерева.

Астрономия учит нас правильно понимать соотношение пространства и времени.

Изучая далекие миры, мы приходим к пониманию того, что звезды и звездные острова, хотя и велики, но всё же имеют конечные размеры.

Мы узнаём, что мировое пространство, в котором все они находятся, — бесконечно. Каждая звезда, каждая звездная система когда-то возникла и когда-то разрушится. Они существуют хотя и очень долго, но всё же конечное время, вся же Вселенная в целом бесконечна во времени.  {3} 

Буржуазные ученые хотят доказать, что это не так. Это нужно им для того, чтобы обосновать существование бога. Путем запутанных и неправильных математических выкладок они пытаются доказать, что Вселенная не бесконечна и, раз возникнув, должна уничтожиться.

В противоположность этому передовая советская астрономическая наука, построенная на основе марксистско-ленинского мировоззрения, убедительно показывает, что наши знания о Вселенной могут и должны бесконечно и безгранично развиваться, как развивается сама Вселенная.

Астрономическая наука имеет и большое практическое значение.

Она помогает определить точное время, исчислить календарь, установить причины возникающих время от времени магнитных бурь, сбивающих корабли и самолеты с их курса и мешающих радиосвязи, помогает вычислению важных для мореплавателей приливов.

Без астрономии мы не имели бы представления о поведении газов в условиях огромных температур и давлений, недостижимых пока в земных лабораториях.

В этой книге изложены не все вопросы современной астрономии. Но для тех, кто интересуется астрономией, она может быть введением в дальнейшее изучение этой науки.


Б.М.Рубашев











 {4} 


ГЛАВА ПЕРВАЯ

ЗВЕЗДНОЕ НЕБО

История Большой Медведицы

Вечер. Солнце опускается за горизонт. Сгущаются сумерки. Гаснут последние лучи вечерней зари. Небо темнеет, и над землей вспыхивают первые яркие звезды. Ночь быстро вступает в свои права. В густой синеве ночного неба загораются тысячи золотых звезд. Их бесчисленное множество — крупные, блестящие, и мелкие, как жемчужная пыль, звезды щедро рассыпаны по небосводу.

Взгляд находит серебряный ковш Большой Медведицы, тесную стайку Утиного Гнездышка — Плеяды, блестящую группу Ориона и другие наиболее заметные созвездия.

Удивительны названия созвездий! Правильный ромбик из четырех звезд — Дельфин. Шесть звездочек, расположенных крестом, — Лебедь, а ковш с изогнутой ручкой — Большая Медведица.

Если ромбик еще можно представить похожим на дельфина, а крест — на птицу с распростертыми крыльями, то в очертаниях Большой Медведицы решительно нет ничего похожего на медведя. Это ковш, но называется он почему-то Медведицей.

Древние греки называли это созвездие Арктос, древние римляне — Урса, ирокезы, жители совсем другого материка, — Окуари. У монгольских народов, живших по берегам великих сибирских рек Оби, Енисея, Лены, это созвездие было известно


 {5} 

Созвездие Большой Медведицы, как его изображали на старинных картах неба.


под названием Итыган или Утыган. Англичане называют его Бээр.

Все эти слова: «Арктос», «Урса», «Окуари», «Итыган», «Бээр» — означают в переводе на русский одно и то же — «медведь»! Различные народы встарину и мы в настоящее время также называем семизвездный ковш Медведицей.

Очень многие народы северного полушария Земли, даже такие далекие друг от друга, как древние греки и ирокезы, англичане и сибиряки, не сговариваясь, дали созвездию одинаковое название. Разумеется, это не может быть простым совпадением, оно должно иметь какую-то причину.

И вот что еще стоит отметить: название Большой Медведицы было в ходу главным образом у народов, живших по берегам морей и совершавших большие путешествия.

Народы, расселившиеся вдали от моря, называли Медведицу иначе. Русские и украинцы, жители центральной части Русской равнины, в отличие от новгородцев, называли это  {6}  созвездие «Воз — четверо колес». Арабы, жители пустынь, видели в Медведице колесницу; кочевники из заволжских степей — коня.

Понятно, что историки заинтересовались загадкой названия Большой Медведицы и стали доискиваться, как оно могло образоваться.

В древнегреческих и римских мифах есть объяснение того, как возникло это созвездие. Легенда рассказывает, что в давние времена страной Аркадией правил царь Ликаон. У него была дочь красавица Каллисто.

Родители считали ее самой красивой женщиной на свете, прекраснее даже богини Юноны.

Юнона, жена Юпитера Громовержца, самого старшего из римских богов, была оскорблена подобным сравнением. Она отомстила сопернице, превратив Каллисто в безобразную медведицу.


Звездное небо в Арктике.


 {7} 

Сын Каллисто, юный Аркас, вернувшись с охоты, увидел у дверей своего дома дикого зверя. Он, конечно, не мог узнать в хищном звере свою мать и хотел убить медведицу, но всемогущий Юпитер не допустил страшного преступления. Он удержал руку Аркаса, а Каллисто-медведицу поднял на небо, сделав из нее красивое созвездие.

Легенда рассказывает, будто бы Юпитер тащил Медведицу наверх, держа ее за хвост. Путь был далек, а зверь тяжел, — хвост сильно вытянулся. Вот поэтому Большая Медведица имеет необычайно длинный хвост.

Этот древний миф о происхождении созвездия Большой Медведицы ничего общего с действительностью, разумеется, не имеет. Это только красивая сказка, которая отображает наивные верования древних народов.

Безусловно, что когда возникала легенда о превращении Каллисто в Медведицу, то созвездие уже носило свое странное название, люди же, не понимая причины такого названия, объясняли его с помощью поэтического вымысла.

Большая Медведица была, повидимому, одним из самых первых созвездий, которое люди обозначили еще в глубокой древности. Об этом свидетельствуют находки археологов, раскапывавших места древних поселений. Среди рисунков, вырубленных на каменных плитах или вырезанных на металлических пластинах, встречаются изображения семи звезд Большой Медведицы. Очевидно, уже тогда, на заре человеческой культуры, это созвездие было чем-то полезно людям, и они считали нужным сохранять его изображение. Но чем же Большая Медведица могла служить людям в глубокой древности? Загадку помогли раскрыть старинные легенды и книги древних географов и историков. Например, в «Одиссее», поэме, написанной греческим поэтом Гомером свыше трех тысяч лет назад, есть такие строки о плавании Одиссея:


... Сон на его не спускался

Очи, и их не сводил он с Плеяд, с нисходящего поздно

В море Боота,1 с Медведицы, в людях еще Колесницы

Имя носящей, и близ Ориона свершающей вечно

Круг свой, себя никогда не купая в волнах океана.

С нею богиня богинь повелела ему неусыпно

Путь соглашать свой, ее оставляя по левую руку.2  {8} 


Так вот в чем была полезна Медведица! Люди «путь соглашали с ней» — то есть она служила путеводным созвездием. Она указывала направление на север, помогала ориентироваться на море, а также в далеких походах во время кочевок и на охоте.

Из сочинений древних географов, из старинных песен и сказаний ученые узнали, что не только греки или римляне, но и жители более далекой Индии еще шесть или семь тысяч лет назад знали о существовании полярных стран, где бывает зимой долгая черная ночь.

Может быть, известия о полярных странах принесли с собой переселявшиеся с севера народы, а может быть, об этом рассказывали древние мореходы, дерзавшие заплывать


Звездное небо в Антарктике.


 {9} 

в Ледовитый океан. Так или иначе, но индусы имели представление и о «застывшем» белом море и об огромных белых медведях, которые живут в тех краях. Они знали также, что путь в эту страну указывают семь ярких звезд севера.

Во многих сочинениях древних авторов северные страны называются «страной медведей». Вероятно, именно поэтому созвездие, указывающее путь на север, получило название Медведицы.

В наш век произошло обратное — полярным странам дали название по созвездию Большой Медведицы. Область Северного полюса стала называться Арктикой, от греческого слова «арктос» — «медведица». Область Южного полюса получила название Антарктики, то есть «противомедведицы».

Звезды приобретают имена

Арабы видели в созвездии Большой Медведицы рисунок колесницы. Четыре звезды ковша означали колеса, а три звезды ручки ковша — лошадей, запряженных цугом. Звездам-лошадям арабы дали имена: Алиот, Мицар и Акаир. Акаир имеет также и другое название — Бенетнаш, что значит: «Предводитель плакальщиков».1

На второй звезде, то есть на Мицаре, сидит, словно всадник, слабенькая звездочка Алькор. И у Алькора-всадника было другое название — Седак, что значит «испытание». По этой звезде арабы испытывали зрение при посвящении юношей в воины. Только тот, кто различал всадника на Мицаре, мог стать хорошим воином.

В настоящее время имена сохранены преимущественно для ярких или чем-нибудь примечательных звезд. Так, например, на картах неба найдем имена наиболее блестящих звезд: Сириус, Канопус, Вега и другие.

Самая близкая к нам звезда стала называться Проксимой, что значит «Ближайшая». Проксим две; одна расположена в созвездии Центавра, другая — в созвездии Кита.

Быстро движущиеся звезды получили названия Бегущей, Летящей и так далее.  {10} 

Современные телескопы позволяют видеть в каждом созвездии гораздо больше звезд, чем их мог насчитать древний астроном, наблюдавший небо невооруженным глазом. Звезд на небе во много раз больше, чем слов в нашем языке, и всем звездам дать названия невозможно.

Для обозначения звезд еще в 1601 году ученые установили простой порядок. Самые яркие звезды в каждом созвездии обозначили буквами греческого алфавита.

Самой яркой звезде любого созвездия присвоена первая буква альфа — α; вторая по яркости будет бета — β; следующая гамма — γ; за ней дельта — δ; далее эпсилон — ε, зета — ζ, эта — η, тэта — θ, йота — ι, каппа — κ, ламбда — λ, ми — μ, ни — ν, кси — ξ, омикрон — ο, пи — π, ро — ρ, сигма — σ, тау — τ, ипсилон — υ, фи — φ, хи — χ, пси — ψ, омега — ω.

Например, самая яркая звезда в созвездии Большой Медведицы обозначается: альфа (α) Большой Медведицы. Следующая за ней по яркости — бета (β) и так далее.

Число звезд в созвездии не ограничивается теми яркими звездами, которые образуют основной узор этого созвездия. К созвездию принадлежат все без исключения звезды, расположенные на этом участке неба. Поэтому число звезд в созвездии определяется не единицами, а сотнями тысяч. Понятно, что греческих букв хватает только для двадцати четырех наиболее ярких звезд.

Остальные звезды каждого созвездия обозначаются латинскими буквами или теми номерами, которые они получили в том или ином списке звезд, составленном каким-либо астрономом. Например, одна из самых близких к нам звезд обозначена: «Струве 2398». Эту звезду изучал и занес в свой каталог великий русский астроном Василий Яковлевич Струве.

В настоящее время общепринятый порядок стал приводить к образованию в некоторых случаях забавных обозначений. Когда астрономы помечали звезды буквами греческого алфавита, они не подозревали, что многие звезды окажутся кратными, то есть двойными, тройными... и одну букву придется делить между несколькими звездами. Буквы, разумеется, делить на части нельзя. Пришлось прибегнуть к помощи цифр и латинских букв. В результате некоторые звезды приобрели «многоэтажные» обозначения вроде «омикрон второй Эридана-бе».  {11} 

Омикрон из созвездия Эридана сначала оказался двойной звездой, и их обозначали: ο1, и ο2. Затем омикрон второй, в свою очередь, оказался тройной звездой; их обозначили прописными латинскими буквами: А, В, С.

Стая гигантских солнц

Когда в зале ленинградского кинотеатра «Колизей» гаснет свет и начинается сеанс, зрители видят, что потолок над их головой исчезает. Вместо него появляется темносиний купол, весь усыпанный звездами. И людям кажется, что они смотрят кинокартину не в помещении, а на открытом воздухе под южным звездным небом.

Потолок в этом кинотеатре двойной. В его обшивке сделаны маленькие отверстия, а за отверстиями — электрические лампочки. Когда в зале становится темно, лампочки загораются; их свет проникает сквозь эти отверстия и создается полное впечатление, что это не потолок, а звездное небо.

Такое «самодельное небо» замечательно тем, что оно почти в точности воспроизводит представление древних ученых об устройстве небесного свода. Раньше люди думали, что небо твердое и в нем имеется множество маленьких дырочек. Сквозь эти дырочки проглядывает другое небо — огненное, блестящее. Люди видят свет, пробивающийся сквозь дырочки, и называют их звездами.

Другие народы представляли себе устройство неба иначе. Они думали, что звезды — это шляпки золотых и серебряных гвоздей, которые вбиты в небесную «твердь». А на самом деле звезды не шляпки серебряных гвоздей и не дырочки. Звезды — это солнца, то есть огромные раскаленные газовые шары, такие же лучезарные, как и наше Солнце.

Среди этих чужих солнц есть очень большие светила, которые во много раз больше нашего Солнца, но видны они нам только светлыми точками, потому что находятся очень далеко. Ведь расстояние сильно скрадывает размеры предметов. Самая высокая фабричная труба кажется тонкой спичкой, если смотреть на нее издали; так и звезды кажутся маленькими, хотя они и очень велики.

Те звезды, которые мы называем созвездием Большой Медведицы, — это семь солнц, которые больше, горячее и ярче  {12}  нашего Солнца. Они мчатся в мировом пространстве, излучая во все стороны свет и тепло.

В результате долголетних наблюдений за небом астрономы убедились, что Большая Медведица имеет одно существенное отличие от многих других созвездий. Большинство из них только кажутся нам группами родственных звезд. На самом деле звезды из одного созвездия находятся на разных расстояниях от Земли. Одни из них расположены сравнительно близко, другие невообразимо далеко. И движутся звезды в разные стороны с различными скоростями. Их совместное расположение на небе в виде созвездия — кажущееся и временное явление.

Пройдут тысячелетия — Дракон распустит свои кольца, крест Лебедя согнется, исчезнет ромбик Дельфина, а Северная Корона потеряет свою Жемчужину. Звезды постепенно разойдутся в разные стороны. Удаляющиеся от нас померкнут и скроются из вида. Приближающиеся к нам станут ярче. Созвездия изменят свои очертания. На небе возникнут другие, но такие же временные и кажущиеся сочетания звезд.

Иное дело пять средних звезд Большой Медведицы. Их движение в пространстве изучал тридцать пять лет назад известный советский астроном, а ныне директор Пулковской обсерватории, член-корреспондент Академии наук СССР А. А. Михайлов. Эти звезды примерно равны по своим размерам, одинаково удалены от нас и летят они все вместе — строем, как стая перелетных птиц. У этих звезд почти одинаковые скорости и общее направление движения, — они приближаются к нам.

Две звезды Большой Медведицы — альфа и эта (η): то есть крайняя в ковше и последняя в ручке, — не участвуют в общем движении. Они являются чужаками в этой звездной стае и только кажутся нам ее членами.

С течением веков они уйдут прочь, и тогда вид созвездия изменится. Но случится это очень не скоро — примерно 50 тысяч лет надо ждать, чтобы созвездие Большой Медведицы стало таким, как показано на 371-й странице. 235 тысячелетий пройдет, прежде чем основные пять звезд этого созвездия станут вдвое ярче.

Пять родственных между собой звезд стаи Большой Медведицы можно было бы назвать природным, или естественным созвездием, но это создало бы лишнюю путаницу в  {13}  понятиях; за такими стаями родственных звезд укрепилось другое название: движущиеся скопления.

Изучение движущихся скоплений привело советского астронома В. А. Амбарцумяна к открытию величайшей важности. Оно приблизило науку к решению одной из загадок Вселенной — где и как рождаются звезды. Об этом будет рассказано в десятой главе этой книги.

Альфа Малой Медведицы

Линия, мысленно проведенная через альфу и бету Большой Медведицы, укажет нашему взгляду Полярную звезду, которая входит в созвездие Малой Медведицы.

Во времена, когда жил греческий поэт Гомер, этому созвездию еще не было дано имени. Его обозначили на небе сравнительно недавно. Так как созвездие Малой Медведицы по форме очень похоже на Большую Медведицу, только ковш размерами поменьше да ручка направлена в другую сторону, то и название ему дали Медведицы, только Малой.

Самая последняя звезда в ручке ковша Малой Медведицы — альфа Малой Медведицы называется Полярной звездой. Полярная звезда была подробно и обстоятельно изучена в нашей Пулковской обсерватории.

Сейчас известно, что она не одиночная звезда, а двойная. У нее есть маленький и слабый спутник, он светит в 525 раз слабее Полярной.

Кроме того, Полярная звезда не светит ровным светом, она то чуть разгорается, то снова притухает, и проделывает это очень аккуратно в течение каждых четырех суток.

В первых русских книгах по астрономии Полярная звезда называлась «Коло», а смысл этого названия пояснялся так: «Коло потому бо прозвание такое имеет, понеже на едином месте среди всех (звезд) стоит».

Действительно, Полярная — единственная из звезд, которая не восходит и не заходит и вообще в течение всей ночи почти не изменяет своего положения на небе. Все же остальные звезды описывают вокруг «Коло»-звезды окружности, совершая один оборот в течение суток.

Разумеется это не истинное движение звезд, а кажущееся. Его причиной является вращение земного шара вокруг  {14} 

Фотографический снимок, показывающий суточное движение небосвода. Объектив фотоаппарата был открыт почти всю ночь, и звезды прочертили на снимке правильные дуги.

оси, которое создает обманчивое впечатление вращения небосвода вокруг Полярной звезды.

Особенное положение Полярной звезды издавна знали народы, населявшие северное полушарие земли, и они давали ей соответствующие названия. У прибалтийских народов Полярная звезда была известна как «Гвоздь Севера». Калмыки знали ее под именем «Золотого Кола».

При более внимательном наблюдении можно заметить, что Полярная звезда вовсе не так неподвижна, как это кажется. Она, так же как и другие звезды, описывает на небе окружность, но только не такую большую, как остальные звезды. Центром этой окружности служит точка, именуемая полюсом мира.

Если земную ось, то есть ту воображаемую линию, вокруг которой вращается земной шар, мысленно продолжить в пространство, то она пройдет неподалеку от Полярной звезды. Та точка, в которой это воображаемое продолжение земной оси упирается в небосвод, получила название полюса мира, а ближайшая к полюсу мира звезда — Полярной звезды.

Когда самолеты Великой советской полярной экспедиции высаживали зимовщиков на Северный полюс, то участники экспедиции видели Полярную звезду в зените, то есть прямо над головой. Потом, когда льдину с дрейфующей станцией стало относить к югу, то и Полярная звезда опускалась к горизонту. В тот день, когда советские корабли приняли на борт участников дрейфующей станции, Полярная звезда стояла на высоте 70°54' над горизонтом. Именно на этой широте пароход «Таймыр» подошел к льдине, на которой находилась дрейфующая станция «Северный полюс». Высота


 {15} 

Перемещение полюса мира среди звезд вследствие прецессии.


Полярной звезды над горизонтом и географическая широта места одинаковы. Поэтому жители экваториальных стран видят Полярную звезду низко над горизонтом.

Так как Полярная звезда расположена не в самой точке полюса мира, а возле него, на расстоянии в 59 угловых минут, то она указывает точное направление на север не всегда, а только два раза в сутки.

Чтобы найти полюс при помощи Полярной звезды, можно воспользоваться правилом профессора Н. Д. Павлова:

«Полярная звезда указывает точно на север в тот час, когда перпендикуляр, опущенный из Полярной звезды на  {16}  горизонт, пройдет через последнюю звезду в ручке ковша Большой Медведицы. Таких положений может быть два — одно, когда последняя звезда в ручке ковша находится над Полярной звездой, то есть возле зенита, и когда она находится под ней — у горизонта.

Чтобы найти полюс мира, надо мысленно разделить расстояние между альфой и бетой Большой Медведицы на пять частей и полученный отрезок отложить на линии, соединяющей Полярную и последнюю звезду в ручке ковша».

Альфа Малой Медведицы только временно играет роль Полярной звезды. Полюс мира не стоит на одном месте, а постепенно меняет свое положение среди звезд. До 2100 года он будет приближаться к Полярной звезде, а потом начнет отходить от нее. В конце четвертого тысячелетия Полярной звездой будет служить гамма Цефея, к 7500 году полюс мира передвинется к альфе Цефея, а в двенадцатом тысячелетии он будет находиться возле дельты Лебедя. К 13951 году, то есть через 12 тысяч лет, полюс опишет в небе большую дугу и приблизится к яркой звезде Веге из созвездия Лиры.

Тогда Полярной звездой станет Вега.

Такое движение полюса называется прецессией и объясняется тем, что ось земного шара, не изменяя своего наклона к плоскости орбиты, слегка поворачивается.

Точно так же поворачивается верхний конец оси обычного игрушечного волчка, когда он вертится, стоя на своей ножке. Только у волчка верхний конец оси описывает окружность быстро, а такому огромному волчку, как наша планета, на это требуется 26 тысяч лет.

Через 26 тысяч лет полюс мира, описав в небе полную окружность, снова вернется к альфе Малой Медведицы.

Слава русской науки

Вега, наша будущая Полярная звезда, принадлежит к созвездию Лиры. Осенью и в начале зимы по вечерам Лира стоит в зените. Это созвездие узнают благодаря четырем не очень блестящим звездочкам, которые расположены в виде правильного параллелограмма.

Возле этого параллелограмма сверкает альфа Лиры — красавица Вега.  {17} 

Двойная звезда эпсилон Лиры, какой она видна невооруженным глазом, в бинокль и в небольшой телескоп.

На старинных арабских картах неба созвездие Лиры изображали коршуном. Арабское изображение созвездия Лиры на наших картах не сохранилось, но от арабского слова «ваки» — «коршун» образовалось название Веги.

Вега — самая первая звезда, до которой ученые сумели измерить расстояние. Этот замечательный научный подвиг совершил первый директор Пулковской обсерватории В. Я. Струве. Благодаря его трудам люди впервые узнали, как далеки звезды. Вега — одно из ближайших к нам «чужих» солнц. До нее всего лишь 255 триллионов километров. Если кто-либо из читателей размечтается и задумает совершить в звездолете путешествие, чтобы навестить соседнее солнце, то ему прежде всего нужно будет сосчитать, сколько лет потребуется на прогулку до Веги.

Даже свет — этот наиболее быстрый вестник в мире, пролетающий за секунду 299 766 километров, и то летит от Веги до Земли около двадцати семи лет. Звездолет же не может соперничать в скорости со световым лучом. Он полетит примерно в тысячу раз медленнее света. А это значит, что экскурсия на Вегу возможна только на крыльях всемогущей фантазии. Недалеко от Веги виднеется не очень яркая звездочка эпсилон Лиры. Человек с хорошим зрением видит ее как бы удлиненной — овальной. При остром зрении или в бинокль эпсилон Лиры разделится на две звезды, а в небольшой телескоп каждая из этих звезд раздвоится, и будет видно четыре звезды.

Другая звезда из созвездия Лиры — бета — уже полтора столетия привлекает к себе внимание ученых. Эта звезда время от времени изменяет свой блеск, она то меркнет, то снова разгорается.

В Пулкове эту, не совсем обычную, звезду изучал академик Аристарх Аполлонович Белопольский. Он доказал, что бета Лиры не одиночная, а тесная двойная звезда.  {18} 

Двойная звезда типа беты Лиры

Звезды, составляющие эту пару, отличаются друг от друга температурой — одна из них похолоднее, другая погорячее и ярче. Звезды обращаются друг возле друга очень быстро — один оборот они совершают за 12 дней и 21 час. При каждом обороте звезды прячутся друг за друга: то более горячая зайдет за более холодную, то более холодная за более горячую. Таких затмений за каждые 12 дней и 21 час бывает два, чем и объясняется переменность блеска беты Лиры. Звезды, подобные бете Лиры, называются затменными переменными.

Судя по скорости обращения звезд друг возле друга, они должны быть очень близки между собой. Некоторые наблюдения позволяют также предположить, что атмосферы обеих звезд непрерывно перемешиваются, образуя одну общую оболочку. Таким образом, бета Лиры напоминает китайский орешек, у которого два ядрышка заключены в одной скорлупе.

Советские ученые, особенно Д. Я. Мартынов, В. А. Крат, П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин, продолжают исследование этой диковинной звезды и других затменных звезд. Очень важно узнать, каким образом могут образовываться такие тесные звездные пары и какова будет их судьба в дальнейшем. Будут ли они расходиться, или, наоборот, сближаться?

Планетарная туманность в Лире

Что получится из этой звезды в будущем, сейчас сказать трудно.

Кроме беты Лиры, в этом созвездии есть очень интересная туманность. Видна она только в телескоп и имеет вид зеленоватого диска или колечка с яркой звездочкой в центре. Когда подобные этой туманности светила были впервые замечены, то ученых поразило их сходство с планетой Уран, которая также имеет вид зеленоватого диска. За такое чисто  {19}  внешнее сходство кольцеобразные туманности получили название планетарных, хотя ничего общего с планетами они не имеют.

Звездочка, которая светится в центре туманности Лиры, принадлежит к числу самых горячих звезд. Температура на поверхности этой звезды, по определению профессора Б. А. Воронцова-Вельяминова, превышает 75 000°.

Измерение блеска звезд

Альфа Лиры — Вега — крупная белая звезда. Она по объему в 15 раз больше нашего Солнца и вдвое горячее его. Наше Солнце — желтая звезда, а вещество на Веге раскалено добела, и поэтому светит она в 50 раз ярче Солнца.

Размеры Веги, сила ее света и, по звездным масштабам, сравнительно небольшое расстояние делают Вегу одной из самых ярких звезд на нашем небе. Вега — «Коршун» — на небе северного полушария уступает в блеске только Сириусу — «Блестящему». И Вега и Сириус относятся к звездам ярче первой величины.

Деление звезд по их блеску на звездные величины ввел древнегреческий астроном Гиппарх. Он распределил все видимые на небе звезды на шесть групп, или величин. Самые яркие он отнес к первой величине, а самые слабые, еле заметные — к шестой.

Придуманный Гиппархом способ измерения блеска звезд звездными величинами современные ученые сохранили, но условились, что звезды первой величины в два с половиной раза ярче звезд второй величины, а звезды второй величины во столько же раз ярче звезд третьей величины, то есть с каждой последующей величиной видимая яркость звезд убывает в два с половиной раза.1

При избранном порядке получается, что звезды шестой величины ровно в сто раз слабее звезд первой величины, а звезды одиннадцатой величины в сто раз слабее звезд шестой величины. Такое соотношение удобно: оно упрощает различные вычисления.  {20} 

Астроном древней Греции Гиппарх.

Разумеется, при этом следует помнить, что звездные величины никакого отношения к размерам звезд не имеют. Это только мера блеска звезд — мера их видимой яркости на небе.

Блеск звезд измерен в настоящее время с большой точностью. Для этой цели были изобретены измерители силы света — приборы фотометры. Особенно хорошие и очень точные электрические фотометры построил советский астроном В. Б. Никонов. С их помощью составлены точнейшие каталоги звезд, в которых указан их блеск. Повторяя через определенные промежутки времени измерение блеска звезд, удается заметить, какие изменения происходят на небе: какие звезды становятся ярче, какие — тусклее. Значительная часть исследований в этой области сосредоточена у нас в Абастуманской обсерватории.

Звезд ярче нулевой величины на небе имеется две — Сириус и Канопус. Сириус бывает виден в наших широтах зимой, а Канопус не виден совсем — он находится на небе южного полушария.

Звезд ярче первой величины насчитывается 10: Толимак, Вега, Капелла, Арктур, Ригель, Процион, альфа Эридана, бета Центавра, Альтаир, Бетельгейзе.

Звезд ярче второй величины больше — 41. К их числу относятся: альфа, эпсилон и эта Большой Медведицы, Полярная, Жемчужина из Северной Короны, Денеб из Лебедя и другие.

Звезд ярче третьей величины на всем небе 138. К этой группе принадлежат: бета, гамма, дзета Большой Медведицы, дельта Ориона и другие.

Так как звезды одной и той же величины всё же не одинаковы — среди них есть и поярче и послабее, — астрономы употребляют обозначение звездных величин не целыми числами,  {21}  а дробными. Например, Вега ярче Капеллы, и их звездные величины будут 0,14 и 0,21. Чем больше дробь, тем звезда слабее.

Звезды седьмой, восьмой и всех последующих величин, невооруженным глазом не видны. Самые слабые звезды относятся к двадцать первой величине. Они не видны даже в сильнейшие телескопы.

Их удается только фотографировать при помощи телескопов на особо чувствительных пластинках, да и то при выдержке в несколько часов.

Несомненно, есть еще более слабые звезды, но их можно будет «выловить» только с установкой более зорких астрономических инструментов.

Путешествие по ночному небу

Если ночь темна и небо безоблачно, то путешествие по звездному небу следует обставить некоторыми удобствами. Вынесите столик и стул, расположитесь так, чтобы наблюдениям не мешали уличные огни. Разложите карту звездного неба, зажгите небольшой потайной фонарик, который должен освещать только карту, но не давать слишком яркого света.

Хорошо запастись биноклем или небольшой подзорной трубой, так как на небе встретятся светила, которые захочется разглядеть получше.

Линию, мысленно проведенную от альфы и беты Большой Медведицы к Полярной звезде, продолжите дальше на такое же расстояние, и вы увидите пять звезд Кассиопеи, расположенные, как форварды в футбольной игре, по системе «дубль-ве». Зигзагообразная фигура этого созвездия действительно напоминает растянутую латинскую букву W.

Русские люди встарину называли созвездие Кассиопеи Косарями или Бороной.

Названия Кассиопея и всех близких к ней созвездий заимствованы из одного древнего греческого мифа. Вкратце содержание его таково: бог морей Нептун рассердился на ливийского царя Цефея и послал морское чудовище Кита, чтобы истребить его царство. Цефей узнал о грозящей опасности и обратился к оракулу — предсказателю судьбы — за  {22}  советом. Оракул объявил, что царство можно спасти, только пожертвовав красавицей дочерью. Цефей, посоветовавшись со своей женой Кассиопеей, решил сохранить жизнь своего народа и отдать дочь Андромеду чудовищу Киту.

Цефей отвел дочь на берег моря и приковал ее к скале.

В это время возвращался домой после победы над Медузой греческий герой Персей. В смертельном поединке он одолел страшное чудовище в образе женщины — Медузу. У Медузы вместо волос росли змеи, и каждый, кто осмеливался посмотреть ей в лицо, обращался в камень.

Персей знал об этом и перед боем отполировал свой щит, как зеркало. Он бился с Медузой, глядя на врага в щит. Персей отрубил Медузе голову и понес ее домой. Из пролитой крови чудовища возник крылатый конь Пегас, а из капелек крови образовались скорпионы.

На обратном пути Персей увидел красавицу Андромеду, погибавшую на берегу моря. Он сжалился над ней и освободил ее, а Киту, явившемуся за своей жертвой, Персей показал голову Медузы, еще не потерявшую волшебной силы. Кит скорчился, окаменел и попал на небо.

Все герои старинной легенды увековечены в образе созвездий на северном небе.

Возле Кассиопеи расположен Цефей; это созвездие имеет вид неправильного треугольника. Южнее Кассиопеи изогнулась прикованная к скале Андромеда. Она легко распознается по трем довольно ярким звездам, расположенным почти на одной прямой линии.

У ног Андромеды расположился ее муж и освободитель Персей. В руке он держит голову Медузы, которую изображает кучка слабых звезд. Среди них сверкает одна крупная и яркая звезда Алголь.

Последний участник легенды Кит, окаменевший при виде головы Медузы, поднимается из-за горизонта только в зимнее время.

Различных происшествий, которые случались в этих созвездиях, было довольно много.

Много также в этих созвездиях удивительных светил — звезд и туманностей.

Несколько лет назад в созвездии Кассиопеи была обнаружена необычная звезда. По объему она не только меньше Солнца, но даже вдвое меньше земного шара. Это самая маленькая звезда из всех известных нам звезд.  {23} 

И поразительно вот что: несмотря на свои крошечные размеры, звезда-малютка обладает весьма солидной массой. Из нее можно выкроить 72 тысячи таких планет, как наша Земля.

В этой звезде в ничтожном объеме упаковано огромное количество вещества. Если бы Луну уплотнить до такого состояния, как вещество в этой звездочке, то Луна превратилась бы в «карманную» планету 38 с половиной километров в поперечнике.

Стакан, наполненный веществом звезды-малютки и каким-либо образом доставленный на Землю, весил бы в наших условиях 480 тонн!

Происшествие, поразившее ученых

Во второй половине XVI века в созвездии Кассиопеи случилось происшествие, поразившее всех, кому посчастливилось его наблюдать или слышать о нем рассказы. Одним из очевидцев редкостного события был датский астроном Тихо Браге.

11 ноября 1572 года Тихо Браге вышел на улицу, окинул взглядом ночное небо и замер от удивления. Над его головой сверкало созвездие Кассиопеи, но виднелось в нем не пять звезд, как обычно, а шесть.

Не веря своим глазам, астроном вызвал из обсерватории помощников, остановил проходивших мимо крестьян и всех их спрашивал: видят ли они эту внезапно появившуюся звезду? Сомневаться было невозможно — ее видели все. Своим блеском новая звезда превосходила Сириус — самую блестящую из звезд. Ее можно было видеть даже днем, при солнечном свете.

Тихо Браге ежедневно следил за шестой звездой Кассиопеи, стараясь заметить, какие изменения произойдут с ней. В декабре 1572 года астроном записал в своем дневнике, что звезда стала заметно тускнеть.

Осенью следующего года ее. блеск сравнялся с блеском остальных звезд Кассиопеи, а в марте 1574 года звезда совсем исчезла из вида.

Это удивительное небесное событие не было, однако, единственным и никогда не виданным явлением. И до Тихо


 {24} 

Тихо Браге видит «новую» звезду.



 {25} 

Браге астрономам иногда случалось наблюдать внезапное появление звезд на небе. О них сообщают в своих сочинениях ученые древних веков — астрономы и историки. О них упоминается в летописях и сказаниях.

Во всех без исключения случаях новые звезды, появившись, начинали постепенно угасать.

Это убедило ученых, что так называемые «новые» звезды нельзя считать действительно новыми, то есть новорожденными звездами. Ведь если бы появилась настоящая новая звезда, то она должна была бы светить, как все звезды,


Положение «новой» звезды среди звезд Кассиопеи.


а не угасать, как костер, в который перестали подбрасывать дрова.

Когда обсерватории составили подробные фотографические карты неба, стало совершенно ясно, что на месте каждой «новой» звезды ранее обязательно имелась какая-либо слабенькая звездочка. Значит, вспыхнувшая на небе звезда не новая, а старая, но только с ней случилась какая-то катастрофа. Звезда разгорелась с необычайной силой, а потом постепенно потускнела. Поэтому некоторые астрономы предлагали не называть такие разгоревшиеся звезды «новыми»; это неправильное название, — но оно всё-таки осталось, так как уже успело укорениться в астрономической литературе и вошло в обиход.


 {26} 

«Новая» звезда нового столетия

В созвездии Персея также появлялась «новая» звезда. Она была замечена 21 февраля 1901 года учеником киевской гимназии Андреем Борисяком. Эта звезда появилась в голове Медузы и сверкала, не уступая в яркости Алголю.

В школьные годы Борисяк увлекался астрономией и хорошо знал, что в голове Медузы никакой другой яркой звезды, кроме Алголя, нет. Замеченная им звезда несомненно была «новой». Мальчик поспешил сообщить о своей находке в ближайшую обсерваторию и этим закрепил за собой первенство.

Очень многие «новые» звезды были замечены не специалистами-астрономами, а любителями.

Астрономы, поглощенные своей основной работой, не всегда имеют время осматривать всё небо в поисках каких-либо диковинок, да и число обсерваторий на Земле не так уж велико, чтобы держать под наблюдением всё небо. Поэтому любители часто опережают астрономов и своими сообщениями приносят большую пользу науке.

Так, например, в 1918 году «новую» звезду заметил школьный учитель из города Феодосия. В 1946 году о «новенькой» сообщил путевой обходчик, служащий Восточно-Сибирской железной дороги. В числе любителей, открывших «новые» звезды, есть почтовые служащие, ночные сторожа, фотографы, школьники.

Звезда, замеченная Андреем Борисяком, была самой первой «новой», которую открыли в этом столетии. Ее поэтому называют «новой звездой нового столетия».

Наблюдения за поведением «новых» звезд в последние десятилетия показали, что после вспышки возле звезды образовывается туманное облачко, похожее на колечко дыма от папиросы. Оно довольно быстро растет, увеличивается в размерах и одновременно разлетается в пространстве. У некоторых «новых» звезд туманное облачко рассеивается в течение нескольких лет, а у других остается в виде туманного кольца, очень похожего на планетарную туманность.

Как же ученые объясняют удивительную судьбу «новых» звезд? Большинство ученых пришли к согласному решению: некоторые звезды из числа наиболее горячих внезапно разгораются. Постепенно накапливавшаяся внутри них энергия сразу освобождается. Их оболочки вздуваются, как пузыри.  {27}  Верхние слои взлетают вверх и затем рассеиваются в пространстве или клубятся в окрестностях звезды в виде туманного облачка. Ядро «новой», страшно горячее и очень плотное, остается в виде яркобелой и очень раскаленной и плотной звезды.

При этом количество выброшенного вещества бывает невелико. Советский астрофизик В. А. Амбарцумян вычислил, что звезда при вспышке теряет не более одной десятитысячной доли своей массы. Звезда в основном остается в целости, слетает только ее оболочка.

Звезда «Злой Гость»

Наибольшую достопримечательность созвездия Персея составляет звезда «Злой Гость», яркая звезда в голове Медузы, которая обозначена на картах неба буквой «бета».

Вероятно, странный характер беты Персея был известен людям еще в глубокой древности. Арабы заметили непостоянство этой звезды и назвали ее Эль-Гуль, или Алголь, то есть «Злой Гость», или «Дьявол».

К сожалению, никаких сведений о наблюдениях Алголя арабами не сохранилось. Ее изучение астрономы начали в 1669 году, когда заметили, что звезда «Злой Гость» обладает удивительной особенностью по временам притухать и снова разгораться.

Примерно двое с половиной суток Алголь светит как самая обычная звезда приблизительно 2,3 величины. Затем он начинает меркнуть, через пять часов сбавляет яркость втрое, а потом снова разгорается и через пять часов возвращается к прежнему блеску.

Перемены блеска совершаются с поразительной аккуратностью. Алголь не уступает самым лучшим хронометрам. Он тускнеет и снова разгорается через каждые 2 дня 20 часов 45 минут 55,65 секунды.

Разгадка секрета Алголя не доставила ученым большого труда: Алголь просто-напросто двойная звезда. Только одна из составляющих светлая, а другая темная. Они обращаются друг возле друга.

Время от времени происходит затмение, светлая прячется за темную, и мы видим ослабление блеска звезды. Измерив

Затменная двойная звезда Алголь. Справа, для сравнения, изображено Солнце.

точнейшим образом, насколько ослабевает свет Алголя во время затмения, астрономы определили, что более темная звезда немного крупнее светлой. Они даже смогли вычислить поперечники обеих звезд. Более темная имеет 5 миллионов 150 тысяч километров в поперечнике, то есть она в пятьдесят раз больше нашего Солнца по объему, но по массе примерно равна Солнцу.

Светлая звезда имеет 4 миллиона 300 тысяч километров в поперечнике, но по массе она в 4,75 раза больше Солнца. Расстояние обоими Алголями равно 150 миллионам километров.

Звезд, похожих на Алголь, найдено на небе около тысячи двухсот. Им всем дали общее название — алголи.

Самые интересные затменные звезды были открыты астрономом Московской обсерватории Лидией Петровной Цераской, которая в течение тридцати с лишним лет занималась поисками различных переменных звезд.

Исследование двойных и особенно затменно-двойных звезд очень плодотворно для науки. Наблюдая изменения, какие происходят в лучах света алголей во время затмений, ученым удается получить о звездах больше сведений, чем при наблюдении звезд-одиночек.

Поэтому одно из крупнейших астрономических учреждений Советского Союза, обсерватория имени Энгельгардта около Казани, почти всю свою деятельность сосредоточила на изучении алголей.

Инструменты этой обсерватории подобраны так, чтобы помогать друг другу. С помощью одного из них отыскивают на небе двойные звезды, другим измеряют их блеск, третьим исследуют лучи их света и так далее.

Такая бригадная организация наблюдений с разделением труда позволяет быстрее и успешнее проводить научные исследования.


 {29} 

Первая среди цефеид

По другую сторону Кассиопеи расположено созвездие Цефея — отца Андромеды. В этом созвездии находится замечательная звезда, послужившая «родоначальницей» особого и многочисленного вида переменных звезд. Все звезды этого типа получили по месту нахождения своей родоначальницы общее название — цефеиды.

Первая из цефеид собственного имени не имеет, так как древние астрономы, раздававшие звездам названия, не знали о ее особенностях. Она помечена на карте созвездия Цефея буквой «дельта».

Изменчивость блеска Алголя и дельты Цефея была замечена почти одновременно, но если загадка Алголя поддалась решению сравнительно быстро, то дельта Цефея доставила ученым изрядные затруднения. Ее поведение отличается крайним своеобразием.

Эта звезда тридцать два часа постепенно и равномерно разгорается. Достигнув наибольшей яркости, она, ни на минуту не задерживаясь, начинает угасать. Но, что особенно странно, угасает она втрое медленнее, чем разгоралась. Сбавив свою светимость до определенного предела, дельта Цефея немедленно начинает разгораться снова.

Так светит она неустанно — будто перекатывается с горки на горку. Но на горку взбирается бегом, а с горки спускается шажком. Такое «поведение» звезды никак нельзя объяснить присутствием темного спутника и затмениями. Затменные звезды — алголи — и меркнут и разгораются одинаково быстро. Очевидно, не спутник, а что-то иное заставляет дельту Цефея «зажмуриваться».

Замечательна также исключительная аккуратность дельты Цефея. Она действует, как самые лучшие часы с вековым заводом. Весь круг своих изменений дельта Цефея проделывает в течение 5 суток 8 часов 47 минут 20 секунд.

Астрономы приложили все силы, чтобы собрать как можно больше сведений об этих интересных звездах. Их тщательно выискивали среди звезд, измеряли их блеск, чертили диаграммы, изображающие изменение яркости, определяли размеры.

Все цефеиды оказались весьма крупными звездами. Дельта Цефея в 33 тысячи раз больше нашего Солнца по объему и в 5 раз тяжелее, массивнее его. Светит она в 480 раз сильнее  {30}  Солнца. Другая цефеида из числа наиболее известных звезд, Полярная, в 27 тысяч раз больше Солнца по объему и в 5 раз массивнее его.

Но чем же можно объяснить перемены блеска цефеид?

Сейчас все ученые считают, что наиболее правдоподобное объяснение особенностей цефеид дал профессор Московского университета Н. А. Умов:

«Цефеиды — это пульсирующие звезды, — утверждал профессор Умов. — Они непрерывно раздуваются и опадают.

Когда температура в недрах звезды повышается, цефеида начинает быстро увеличиваться в объеме. Ее атмосфера раздувается, цефеида растет и светит сильнее.

Потом звезда начинает остывать, давление газов внутри нее падает, оболочка съеживается. Звезда уменьшается в размерах.

Потом всё начинается сначала. Цефеиды как бы «дышат», причем «вдох» длится меньше, чем «выдох».

Цефеиды — чрезвычайно интересные звезды. Их исследования были начаты академиком А. А. Белопольским и затем продолжены ленинградскими и московскими астрономами: Б. В. Окуневым, Д. О. Мохнач, Б. В. Кукаркиным, А. Б. Северным и особенно О. А. Мельниковым.

В результате этих исследований было установлено, что пульсирует не вся звезда, от ее недр и до поверхности, а только ее наружные слои — вздувается и спадает ее оболочка.

Изучение цефеид привело к замечательному открытию, о котором будет рассказано в следующей главе.

В созвездии Цефея есть еще одна своеобразная звезда, которая, за свой особенно яркий алый цвет, получила название Гранатовой, или Рубиновой. Ее огненный блеск хорошо виден в бинокль и прекрасно — в телескоп. Это одна из наиболее красных звезд нашего неба.

До 1925 года мю Цефея, или Рубиновая, считалась совершенно «неправильной» звездой, которая разгорается и притухает, не придерживаясь решительно никаких сроков.

Советский астроном В. П. Цесевич опроверг это мнение. Он доказал, что мю Цефея является «правильной» звездой. Ее блеск изменяется вполне закономерно, но не в течение одного срока, как у цефеид, а трех сроков. У мю Цефея три периода пульсаций: 90-суточный, 600-суточный и 4 300-суточный. Накладываясь друг на друга, эти три периода создают впечатление «неправильности».  {31} 

Таких переменных звезд с несколькими периодами пульсации найдено на небе около сотни. Все эти звезды очень большие, гораздо больше нашего Солнца, но холоднее его. Как предполагает В. П. Цесевич, они только недавно начали пульсировать и еще не успели устояться и «отрегулироваться». Впоследствии они, может быть, станут цефеидами.

Созвездие Андромеды — дочери Цефея и Кассиопеи — расположено южнее созвездия своей матери.

Самые яркие звезды Андромеды — альфа, бета и гамма — носят старинные имена: Сирах, Мирах и Альмах. Альмах — красивейшая из двойных звезд неба: одна из них, более яркая, желтовато-оранжевого цвета, более слабая — голубовато-зеленая.


Тройная и разноцветная звезда гамма Андромеды.


Их сравнивали с драгоценными камнями — топазом и изумрудом. Изумрудная звезда сама оказалась двойной, ее составляющие обращаются друг возле друга за 55 лет.

Альфа Андромеды, Сирах, находится на самой границе созвездия и вместе с тремя звездами Пегаса образует так называемый четырехугольник Пегаса.

В созвездии Андромеды находится одна из первых туманностей, замеченных людьми. Она расположена восточнее звезды Мирах и имеет вид небольшого светящегося пятнышка овальной формы, похожего на пламя елочной свечи. В хорошую темную ночь, когда атмосфера спокойна, туманность Андромеды удается наблюдать невооруженным глазом. В бинокль же она видна очень хорошо.

Телескоп позволяет различить весьма своеобразное спиральное строение этой туманности. Она напоминает облако светящегося вещества, закрученное неведомым вихрем.

С напряженным вниманием рассматривали эту туманность  {32}  астрономы прошлого столетия, и им казалось, что именно здесь, в этом вихре светящегося тумана, раскрывается тайна рождения звезд.

Ученые представляли себе это так: огромное облако космических газов и пыли медленно вращается. В центре этого облака под действием тяготения вещество туманности постепенно уплотняется и разогревается. Там образуется раскаленное ядро, из которого впоследствии получится звезда-солнце. Из газов, струй и отдельных узловатых сгустков возникнут планеты...

Рассматривая в телескоп туманность Андромеды, ученые видели и яркий сгусток в центре туманности и меньшие сгустки в струях, закрученных огненным вихрем вокруг центрального ядра. Наблюдения как будто бы подтверждали эту догадку, и казалось, что сомневаться в ее правильности невозможно.

Но, увы! Это предположение не оправдалось. Исследования современных ученых показали, что туманность Андромеды вовсе не туманность.

Но что же она такое? Об этом будет рассказано в десятой главе.

Отлучки омикрона Кита

Чтобы найти созвездие Кита, последнего участника легенды о спасении Андромеды, проведите мысленно линию от Полярной звезды до Алголя и продолжите ее дальше примерно на такое же расстояние. Эта линия приведет ваш взгляд к альфе Кита.

Кит — созвездие, яркими звездами не богатое и ничем особым не примечательное. О нем может быть и не стоило бы говорить, если б в этом созвездии не было омикрона Кита, который совершает с неба «самовольные отлучки».

История открытия этой удивительной звезды и необычайна и поучительна.

Поздней осенью 1596 года, осматривая небо в созвездии Кита, астроном Давид Фабриций заметил пропажу одной из звездочек в шее Кита. Исчезновение звезды — событие совершенно невиданное и неслыханное. Астроном не решился объявить о своем открытии, он ограничился только записью в дневнике, сделав, однако, пометку, что 13 августа того же  {33}  года он видел пропавшую звезду своими глазами. Она сверкала в шее Кита и была второй величины.

Как это ни странно, но, повидимому, Фабриций больше не заглядывал на тот участок неба и не поинтересовался судьбой исчезнувшей звезды. Записей новых наблюдений нет, хотя, как показали исследования современных ученых, эта звезда в те годы была удобна для наблюдений. Прошло тринадцать лет.

11 февраля 1609 года Фабриций снова осматривал созвездие Кита и увидел, что омикрон Кита вернулся обратно. Звезда сияла на своем месте как ни в чем не бывало. Фабриций снова отметил этот факт, но наблюдать исчезающую звезду почему-то не стал.

Прошло еще двадцать два года.

14 октября 1631 года уже не Фабриций, а другой астроном осматривал созвездие Кита и в третий раз открыл существование звезды, которая способна «уходить в отпуск», а потом снова возвращаться к исполнению своих светлых обязанностей. Однако и этот астроном поступил точно так же, как Фабриций. Он не стал наблюдать за поведением звезды, совершающей отлучки с неба. Прошло еще семь лет.

В декабре 1638 года омикрону Кита повезло. Его «открыли» в четвертый раз и стали следить за всеми его изменениями.

История более чем странная! Астрономы три раза замечали величайшую в мире диковинку и более сорока лет не решались обратить на нее внимание. Не может быть, чтобы они не понимали, что видят нечто новое. Не может быть, что за сорок два года не нашлось времени исследовать замеченное явление.

Нам, советским людям, такое равнодушие совершенно не понятно. Как это можно заметить необычное явление и не заинтересоваться им! А вот в начале XVII века это, как видите, было вполне возможно.

Триста пятьдесят лет назад астрономы, под влиянием религиозного антинаучного мировоззрения, считали, что на небе ничто не меняется, небеса и небесные тела не растут и не уменьшаются, что они не подвергаются никаким изменениям ни по числу, ни по виду, ни по блеску... все звезды сохраняют неизменно свое количество, положение, порядок движения и внешний вид.  {34} 

Ученые того времени были в плену убогого религиозного миропонимания. Их ум, их мысль и действия были скованы неправильным представлением о природе. Религия учила, что всё в мире неизменно. Всё сохраняется на веки веков таким, каким было создано богом. Звезды не могут появляться и исчезать. Они не могут разгораться и тухнуть. Звезды вечны и неизменны!

Астрономы представить не могли, как это звезды могут изменяться! И поэтому, когда случалось заметить на небе что-либо новое, то они просто не верили своим глазам. Они сорок два года смотрели на звезду, но по сути дела не видели ее и не осмеливались ее исследовать. Религиозное миропонимание, как черная повязка на глазах, делала их полуслепыми.

Наблюдения омикрона Кита начались с 1638 года. Астрономы установили, что звезда никуда со своего места не отлучается. Она только ослабевает до девятой величины, а потом начинает разгораться и становится звездой третьей, а иногда даже второй величины. Иначе говоря, звезда увеличивает свою яркость почти что в пятьсот раз.

Точных сроков омикрон Кита не придерживается. В среднем он «уходит в отпуск» через каждые 332 дня, но иногда бывает, что омикрон Кита меркнет суток на 20 раньше своего срока или же, наоборот, опаздывает суток на 40. Аккуратностью эта звезда не отличается, и поэтому ее называют неправильной переменной звездой.

Астрономы дали омикрону Кита красивое название Мира Цети, что значит: «Чудесная», или «Дивная Кита». Звезда носит это название до сих пор, как самая первая из многочисленного семейства переменных звезд.

За триста лет наблюдений астрономы получили весьма обстоятельные сведения об этой звезде.

Дивная Кита — звезда очень большая: ее диаметр равен 550 миллионам километров. Наше Солнце рядом с Дивной будет выглядеть, как мячик для игры в лапту рядом с воздушным шаром — стратостатом.

По массе Дивная не так велика, как по объему. Она содержит вещества в пятнадцать раз больше, чем его имеется на Солнце.

Температура Дивной не высока, но изменчива: когда звезда разгорается, ее температура повышается до 2 600°, а затем, в период угасания, падает до 1 900°, то есть на звезде  {35}  становится немногим жарче, чем в наших печках. И светит она красноватыми лучами, потому что не очень горяча.

Переменных звезд, похожих на Дивную Кита, на небе насчитывают несколько тысяч. И все они ведут себя почти одинаково, отличаясь друг от друга только по срокам затухания или возгорания.

Почему всё это так происходит, неизвестно: силы, управляющие пульсацией звезд, не разгаданы до конца.

Некоторые ученые высказывают догадку, что переменные звезды, вроде Дивной, очень молоды. Они недавно зародились. Вещество в них еще не уплотнилось, не устоялось, и они пульсируют, постепенно разгораясь и уплотняясь. В течение нескольких миллионов лет Дивная успокоится и станет самой обыкновенной звездой.

Верна ли эта догадка, сказать пока нельзя. Чтобы найти причину всех изменений, какие происходят в недрах переменных звезд, надо еще много лет наблюдений, надо накопить как можно больше фактов и сведений об этих удивительных звездах.

Орион и его соседи

По древним преданиям, Орион — сын бога морей Нептуна — был знаменитым охотником, который прославился победами над самыми свирепыми зверями. Он и на небе изображен среди различных животных.

Телец, грозно наклонив крутые рога, бросается на отважного охотника. Орион бесстрашно вступил в бой и поднял палицу, чтобы оглушить Тельца. Но и, кроме Тельца, много опасностей окружает Ориона. Издали угрожающе выдвинулся уродливый Кит. Сзади нацелился Единорог. За ним извивается Гидра. Побежденный Заяц придавлен ногой Ориона. С Зайца не сводит глаз Большой Пес, ставший на задние лапы, а Малый Пес лает, предупреждая Ориона о коварном нападении Единорога.

Как рассказывает предание, никто не мог победить Ориона. Только ядовитый и злой Скорпион — потомок Медузы — подкрался к могучему охотнику и исподтишка ужалил его в ногу. Орион погиб, а Скорпион убежал от наказания в дальнюю область неба, где вы его и найдете.

Все перечисленные созвездия, кроме Скорпиона, расположились


 {36} 

Изображение Ориона и смежных с ним созвездий на одной из старинных карт неба.


друг возле друга. С помощью звездной карты их легко отыскать на зимнем небе. Орион — созвездие, которое не нуждается в указателях. Оно настолько ярко, что само бросается в глаза. Это самое красивое созвездие на небе обоих полушарий. Оно состоит из очень ярких звезд, которые образуют фигуру, отчасти напоминающую человека.

Яркие Бетельгейзе и Беллятрикс сверкают на плечах Ориона. Ослепительно белый Ригель горит на левой ноге Ориона. Несколько небольших звездочек образуют его меч, а три тесно посаженные звезды изображают его пояс.

Звезды пояса Ориона имеют также несколько русских названий: Грабли, Кичига и Девичьи Зори. Происхождение последнего названия основывается на одном старинном русском предании. Рассказывают, будто жили на Руси три сестры, три красавицы, но с очень дурными характерами. Они были  {37}  привередливы, взбалмошны, злы. Сестры так надоели всем людям на земле, что один добрый волшебник превратил их в звезды и посадил на небо.

С тех пор сестры красавицы обречены вечно зоревать на небе в назидание всем остальным привередницам. И называют их поэтому Девичьи Зори.

Во времена парусного флота созвездие Ориона было нелюбимо моряками. Считалось, что появление Девичьих Зорь на небе предвещает бурю. «При виде трех сестер море сердится», — говорили моряки. Эта примета основывалась на том, что Орион — зимнее созвездие. Оно показывается над горизонтом поздней осенью, когда море действительно бывает неспокойно.

Два звездных великана

В созвездии Ориона есть одна странность. Как известно, самая яркая звезда любого созвездия должна быть обозначена буквой «альфа», а следующая но яркости — буквой «бета». В Орионе этот порядок нарушен. Ригель заметно ярче Бетельгейзе, а обозначен он буквой «бета».

Возможно, что когда раздавали звездам буквы, то просто ошиблись в определении яркости, но может быть, что 350 лет назад Ригель был слабее Бетельгейзе и постепенно разгорелся.

Было бы очень важно выяснить причину несоответствия обозначений, но она, к сожалению, остается неизвестной.

Ригель — очень большая звезда. Он в 97 тысяч раз больше нашего Солнца по объему и более чем вдвое горячее его. Температура поверхности Ригеля составляет 12 300°. Так как Ригель очень велик и горяч, то он светит особенно ярко. По силе своего света Ригель равен шестнадцати тысячам Солнц, вместе взятых. Среди звезд окружающей нас части Вселенной Ригель считался до последнего времени «чемпионом» по силе света. Теперь ему пришлось уступить первенство одной из далеких звезд, найденной в созвездии Лебедя.

Бетельгейзе, владеющая не по заслугам буквой «альфа», тоже очень большая звезда: она гораздо больше нашего Солнца, ее диаметр даже больше поперечника земной орбиты. Он равен 465 миллионам километров. Окажись Бетельгейзе на мгновение на месте нашего Солнца, — это было бы последним


 {38} 

Созвездие Ориона и Сириус.


мгновением жизни земного шара. Бетельгейзе поглотила бы Солнце вместе с ближайшими планетами — Меркурием, Венерой, Землей и Марсом. Мы очутились бы под раскаленной поверхностью огромной звезды.

Как установил московский астроном Б. В. Кукаркин, размеры Бетельгейзе не остаются неизменными, она так же, как и омикрон Кита, не придерживаясь строгого расписания, иногда раздувается, словно «вздыхает», а затем снова опадает. Во время наибольшего расширения диаметр Бетельгейзе увеличивается до 650 миллионов километров.

Бетельгейзе настолько велика, что ученым удалось измерить ее поперечник с помощью достаточно мощных оптических  {39}  приборов. Это была первая звезда, поперечник которой был определен не вычислением, а измерением.

На выставке моделей звезд, где Солнце представлено мячиком для игры в лапту, модель Бетельгейзе будет иметь вид шара 16 с половиной метров в поперечнике, то есть более высокий, чем пятиэтажный дом.

Бетельгейзе велика не только по объему, но и по массе. Если бы существовали весы для звезд, то, чтобы уравновесить Бетельгейзе, на другую чашку весов пришлось бы положить пятнадцать таких солнц, как наше, или насыпать пять миллионов «дробинок» такой величины, как земной шар.

Температура на поверхности Бетельгейзе составляет 3 000°. Поверхность звезды раскалена, как волосок в зажженной электрической лампочке, то есть она вдвое холоднее Солнца. Поэтому свет Бетельгейзе красноват и она плохо получается на фотографических пластинках. Будь Бетельгейзе не так велика, мы не могли бы видеть ее без телескопа, но благодаря своим размерам Бетельгейзе светит в 2 800 раз ярче Солнца и видна, как звезда первой величины.

Таковы основные сведения, которыми располагает наука об этой звезде.

Звезды Ориона без Бетельгейзе, но с Ригелем во главе, так же как и пять звезд Большой Медведицы, составляют природное созвездие — так называемое движущееся скопление, или семью родственных звезд. В состав семьи Ориона входит двадцать звезд.

Это скопление движется в пространстве медленнее Солнца и понемногу отстает от него. Расстояние между Солнцем и Орионом увеличивается на 22 километра в каждую секунду, или на 694 миллиона километров в год. Очевидно, семь-восемь миллионов лет назад, когда Солнце обгоняло группу звезд Ориона, они находились от нас на более близком расстоянии, чем сейчас, и сверкали на небе, как электрические фонари.

Туманность Лошадиная Голова

В старинном астрономическом сочинении, которое в 1789 году было переведено на русский язык академиком Михайлой Головиным (племянником М. В. Ломоносова), отдельным параграфом выделено описание туманной звезды Ориона:


 {40} 

Туманность Ориона.



 {41} 

«§ 296. Туманная звезда Ориона... достойнее примечания всех туманных звезд, Гугений1 в 2656 году случаем первой ее приметил, она имела вид не правильной, продолговатой, и изогнутой: ее белизна кажется сквозь трубу явственно; там в бледной, но равномерной ясности примечают седмь небольших звезд».

Теперь этот вид небесных светил более не называют туманными звездами. Какие же это звезды, если они прозрачны и сквозь них просвечивают настоящие звезды! Это и есть самые обыкновенные туманности — облака разреженных газов и мельчайшей пыли.

Туманность Ориона действительно «достойна примечания»: она самая большая из всех светлых туманностей, расположенных в окрестностях Солнца. Она настолько велика, что в ясную ночь ее удается различать невооруженным глазом. В бинокль же туманность Ориона видна хорошо — она похожа на зарево далекого пожара. И если бы не зеленоватый свет, то ее и в самом деле можно было бы принять за отблеск какого-то огня.

О размерах туманности Ориона нельзя судить по наблюдениям в бинокль. При малом увеличении кажется, что туманность целиком умещается в кинжале Ориона. В большой телескоп она видна полностью. Туманность охватывает почти все созвездия Ориона, и ее края, постепенно слабея, распространяются далеко в стороны.

Астрономы уже давно заметили «дружбу» между туманностями неправильной формы и большими белыми звездами. Действительно, около каждой такой туманности или даже внутри нее обязательно находится одна или несколько белых горячих звезд. Но что могут делать в «бледной, но равномерной ясности» туманности Ориона ее «седмь звезд»? Как они туда попали?

В прошлом столетии ученые предполагали, что белые и горячие звезды родились в туманности и теперь выглядывают из нее, как из колыбели.

Исследования советских ученых В. А. Амбарцумяна и Ш. Г. Горделадзе эту догадку не подтвердили. Они доказали, что туманности и звезды не связаны между собой. Выяснилось, что туманность Ориона движется медленнее погруженных  {42}  в нее звезд. Направления движений звезд и туманностей также не совпадают.

Значит, туманность нельзя считать колыбелью белых звезд. Они только попутчики, которые сошлись вместе на бесконечных дорогах Вселенной. Звезды нагнали туманность и пролетают сквозь нее, как пушечные ядра сквозь облака. Пройдут века, звезды опередят туманность и умчатся дальше. Туманность останется одна во тьме мирового пространства и перестанет быть видимой.

Ведь туманность неправильной формы — это всего лишь холодные тучи из пыли и газов. Они по своей природе самостоятельно светиться не могут, а способны только светиться под влиянием излучения звезд, оказавшихся поблизости.

Если звезда очень горячая, то в разреженных газах туманности возникает свечение, подобное полярным сияниям или свечению рекламных трубок в витринах магазинов.

Если же звезда — сосед и попутчик туманности — переменная, то и туманность изменяет свой блеск, послушно следуя за изменениями хозяйки света. Значит, светлые туманности светят «за чужой счет».

И если бы в туманности Ориона не оказалось звезд-«фонарей», то мы не смогли бы ее видеть. Она была бы совершенно темной, и возможно, что мы даже и не подозревали бы о ее существовании.

На фотографии туманности Ориона отчетливо видно, что с одной стороны светящееся облако заслонено чем-то непрозрачным. В одном месте эта темная масса особенно заметна, она выделяется на светлом фоне и образует выступ, удивительно похожий на голову шахматного коня.

Темная масса, загораживающая собой часть туманности Ориона, не совсем непрозрачна: сквозь нее просвечивают отдельные звезды. Но их лучи тусклы и красноваты, как лучи Солнца во время пыльной бури.

Это показывает, что Лошадиная Голова — тоже туманность, тоже облако мельчайшей пыли и разреженных газов. Но эта туманность не светится, потому что около нее нет звезды, которая подарила бы ей часть своего света.

Мы видим туманность Лошадиную Голову, потому что она находится ближе к нам, чем туманность Ориона, и вырисовывается на ее светлом фоне.

Таких темных туманностей во Вселенной много. Они особенно хорошо заметны на фоне Млечного Пути и имеют


 {43} 

Темная туманность Лошадиная Голова.


вид темных пятен или «угольных мешков», как их окрестили моряки.

Все темные туманности приходятся светлым туманностям родными сестрами. Ведь вся разница между ними состоит в том, что одни из них освещены, а другие не имеют по соседству ярких звезд и черны, как Лошадиная Голова в Орионе.

Исследованиями межзвездного вещества, светлых и темных туманностей заняты многие советские астрономы. Член-корреспондент Академии наук СССР Г. А. Тихов еще в 1910 году доказал, что свет далеких звезд долетает до Земли ослабленным, так как его затуманивают пыль и частицы газов, витающих в пространстве. В 1929 году к этому же заключению пришел профессор Б. А. Воронцов-Вельяминов.

В. А. Амбарцумян и Ш. Г. Горделадзе объяснили, почему некоторые туманности светятся, а некоторые остаются темными.  {44} 

В. А. Крат и Б. А. Воронцов-Вельяминов указали, что поставщиками космической пыли являются все звезды, кроме самых холодных.

Особенно много пыли и газов выбрасывают в пространство очень горячие и неустойчивые звезды.

К. Ф. Огородников разработал весьма точные способы измерения расстояний до туманностей.

В. Г. Фесенков и П. П. Паренаго подсчитали, что в окружающей нас части пространства находится такое количество космической пыли, что его хватит на изготовление более ста миллионов солнц.

Б. В. Кукаркин и О. А. Мельников определили размеры отдельных частичек космической пыли. Последние оказались очень малы — гораздо мельче обычной пыли.

Важные сведения о газовых и пылевых туманностях получили также М. С. Эйгенсон, В. В. Соболев, О. В. Добровольский,

В результате всех этих исследований советских ученых люди теперь знают о туманностях, пожалуй, не меньше, чем о звездах, хотя изучать темные туманности гораздо труднее, чем яркие самосветящиеся звезды.

Священная звезда египтян

Самая блестящая звезда неба обоих полушарий альфа Большого Пса, или Сириус, в древнем Египте имела два названия: Сохор (или Сопр) и Анубис, что означает: «звезда Нила» и «Песья звезда».

Для египтян Сохор-Анубис был самым важным небесным светилом. Его кратковременное появление в лучах утренней зари перед восходом Солнца означало наступление нового года и одновременно предупреждало о приближающемся разливе Нила.

Вся жизнь Египта зависела от разливов Нила.

Нил, затопляя поля, орошал их и удобрял наносами ила. В то же время жители прибрежных селений должны были покидать свои летние жилища, так как половодье могло захватить их врасплох.

Созвездие Большого Пса с блистательным Анубисом, появляясь на небе на несколько минут перед восходом Солнца,  {45}  предвещало половодье, оно, как верный пес, предупреждало об опасности. И египтяне, изображая эту звезду, рисовали ее в виде фигуры с головой собаки.

Римляне назвали эту звезду Сириусом, что значит — «Блистательный», а второе название — Песья звезда — заимствовали у египтян, но произносили его по-своему, по-латыни: Каникула, то есть «собачка», «песик».

У римлян утреннее появление Каникулы означало наступление самого жаркого времени года. В конце июля в Риме обычно замирали все дела, прекращались зрелища, приостанавливалась торговля. Это время затишья в городской жизни называли днями Каникулы, то есть, говоря по-русски: «днями собачки» или «собачьим временем».

Из латинского языка слово «каникулы» перекочевало в русский. Его перестали писать с большой буквы, и оно приобрело у нас значение перерыва в учебных занятиях.

Сириус — одна из ближайших к Солнцу звезд. Свет до него летит только 8 лет и 8 месяцев.

По объему наш яркий сосед почти в шесть раз больше Солнца, но к звездам-гигантам его причислить нельзя, — это такая же рядовая звезда, как и Солнце.

На выставке моделей звезд, где Солнце представлено мячиком для игры в лапту, Сириус будет примерно иметь размеры крокетного шара.

Сириус горячее нашего Солнца на 5 000°. Его температура равна 10 700°, и света он излучает в 26 раз больше Солнца.

Рождение удивительной туманности

В созвездии Тельца наиболее интересным светилом является туманность, прозванная за свою необычайную форму Крабом.

Краб привлек к себе внимание астрономов в самые последние годы, когда ученые заметили, что этот Краб растет.

Постепенное увеличение размеров других туманностей было установлено и раньше, но Краб отличается особой скоростью роста.

С тех пор, как его впервые заметили, он успел значительно вырасти.


 {46} 

Появление Сириуса в лучах утренней зари служило египтянам началом года.



 {47} 

Туманность «Краб».

В Пулковской обсерватории хранились фотографические снимки Краба, сделанные основоположником астрофотографии С. К. Костинским еще в прошлом столетии. Советские ученые А. Н. Дейч и В. В. Лавдовский снова сфотографировали Краба и сравнили полученные снимки с теми, которые делал Костинский. Измерения показали, что видимые размеры Краба увеличиваются на 19 дуговых секунд в столетие.

Центром туманности служит слабенькая двойная звездочка. Расстояние от центра туманности до ее краев составляет немногим меньше трех дуговых минут, следовательно, можно сосчитать, сколько столетий понадобилось Крабу, чтобы достичь нынешних размеров. Радиус Краба составляет примерно 170 секунд. Разделим 170 на 19 и в частном получим 9. Значит, Краб растет уже 900 лет, и родился он, повидимому, в самом начале текущего тысячелетия.

900 лет — не такой уж большой срок! Эта туманность образовалась на глазах наших предков.

В летописях европейских народов не нашлось указаний на какое-либо выдающееся событие, происшедшее на небе в начале этого тысячелетия. Ученые обратились к летописям восточных народов, и в летописи, составленной китайцем Мин Гуань-линем, прочли:

«В первый год периода Чи-хо, в пятую луну, в день Чи-чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен-Куан и исчезла более чем через год».

А другой летописец отметил еще: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так видна была она 23 дня».  {48} 

Это были очень важные сведения. Они дали нам дату рождения туманности Краб. День Чи-чу пятой луны первого года периода Чи-хо — это, по нашему счету, 4 июля 1054 года. Значит, в этот день вспыхнула на небе «новая» звезда невиданной яркости, по блеску не уступавшая Венере!

Астрономы полагают, что вспышку звезды 1054 года нельзя считать подобной вспышке обычной «новой» звезды. Обычные «новые» и вспыхивают не так ярко, и количество выброшенного материала не столь велико.

Это была «сверхновая» звезда. Она осветила Вселенную, как двести миллионов солнц, вместе взятых!

Замечено, что вспышки «сверхновых» звезд случаются примерно раз в четыреста лет.

В истории астрономии записаны несколько таких вспышек. Последняя «сверхновая» появилась в 1604 году. Ее наблюдал астроном Кеплер. Если предсказание звездной статистики сбудется, то приближается время, когда должна появиться очередная «сверхновая» звезда.

Стожары — Утиное Гнездышко

В созвездии Тельца, на «спине» этого небесного животного, сверкает тесная стайка звезд, известная людям под самыми различными названиями: Утиного Гнездышка, Стожар, Плеяд и Семи Сестер.

Утиным Гнездышком эти звезды прозваны за то, что они держатся, как утиный выводок, — все вместе тесной кучкой. Стожары — это короткие колья, которыми подпирают стог сена, а Плеядами звали дочерей мифического греческого богатыря титана Атланта.

Стожары-Плеяды стали известны людям очень давно — примерно в ту пору, когда наши далекие предки впервые учились обрабатывать землю. В стихах древнегреческого поэта Гезиода есть строки, поясняющие значение Плеяд для земледельца:


Лишь на востоке начнут восходить Атлантиды-Плеяды, —

Жать поспешай, а начнут заходить — за посев принимайся.

На сорок дней и ночей совершенно скрываются с неба

Звезды-Плеяды. Потом же становятся видимы глазу  {49} 

Снова в то время, как люди серпы точить начинают.

Всюду, таков на равнинах закон, и для тех, что у моря

Близко живет, и для тех, кто в ущелистых горных долинах

От многошумного моря седого вдали населяет тучные земли.


У многих древних народов — славян, греков и у инков, живших в Южной Америке, — Плеяды были одним из наиболее значительных небесных светил. Поэтому у каждого народа есть легенды и предания, связанные с этими звездами.

Легенды о Плеядах имеют одну странную и трудно объяснимую особенность: они по-разному передают одну и ту же историю.

Например, в некоторых областях Советского Союза от стариков можно услышать такой рассказ.

Жили будто бы на свете семь красавиц сестер. О красоте их прослышали семь разбойников и задумали их похитить. Темной ночью прискакали разбойники к жилищу девушек и украли одну из сестер — самую младшую. С тех пор осталось на небе только шесть сестер-звездочек, а младшую можно видеть на спине одного из разбойников, которые за свое преступление навеки обречены ходить вокруг полюса.

Зовутся в народе те разбойники Большой Медведицей, а разбойника с его ношей и поныне можно видеть на небе — он второй с краю (то есть Мицар).

Подобная легенда имеется также и у древних греков. По греческим мифам, младшая из Плеяд — Меропа — ослушалась своего отца и была наказана — она померкла. (В действительности же Меропа хорошо видна.)

Легенда о похищении или пропаже седьмой звездочки в Плеядах весьма распространена. Возможно, что она имеет в своей основе истинный факт, и одна Плеяда действительно по какой-либо причине померкла. Невероятного тут ничего нет, но было ли это — неизвестно.

Теперь человек с обычным зрением видит в Плеядах шесть звезд. Зоркий глаз может различить и «наказанную» звездочку и еще несколько мелких звезд. На самом деле их гораздо больше — около восьмидесяти.

Плеяды образуют одну звездную стаю. Они, как утиный выводок, летят все вместе с одинаковой скоростью и в одном направлении. Это тоже природное созвездие, или движущееся скопление, подобное скоплению Большой Медведицы, только оно более тесное.

Невдалеке от Плеяд находится другая такая же стайка  {50}  звезд — Гиады. Гиады разошлись в стороны больше, чем Плеяды, и они многочисленнее Плеяд — их сто сорок.

Гиады движутся в пространстве медленнее, чем Солнце. 400 тысяч лет назад мы обогнали их, тогда Гиады находились вдвое ближе, чем сейчас. Через 8 миллионов лет их блеск ослабеет в сто раз, и Гиады будут невидимы даже в бинокль, их можно будет найти только с помощью сильного телескопа.

Советские ученые особо внимательно изучают движения звезд в скоплениях, подобных Плеядам и Гиадам. Астрономам нужно проследить дальнейшую судьбу таких скоплений — будут ли звезды в скоплениях сходиться теснее, или же, наоборот, они разлетаются в стороны.

Исследования В. А. Амбарцумяна показывают, что звезды в звездных стаях разбегаются, и сами звездные стаи не долговечны. Возможно, что и Плеяды с Гиадами были раньше более многочисленными стаями, но они уже успели растерять часть звезд. Может статься, что впоследствии Плеяды также широко разлетятся в стороны, как разлетелась стая Большой Медведицы.

Звезда, оказавшаяся прозрачной

На середине расстояния, разделяющего Орион и Полярную звезду, лежит созвездие Возничего. Оно хорошо заметно на небе благодаря звезде первой величины Капелле, или Козе, которая входит в это созвездие.

По силе своего блеска Капелла занимает среди звезд северного неба третье место, уступая только Сириусу и Веге. Капелла — двойная звезда.

Капелла А, так же как и наше Солнце, относится к золотисто-желтым звездам. Желтые звезды холоднее белых, но горячее оранжевых и красных. Температура на поверхности Капеллы А равна 5 500°, то есть только на 240° ниже температуры Солнца.

По своим размерам Капелла крупнее Солнца: по массе она больше его вчетверо, а по диаметру — в двенадцать раз.

Капелла не является главной достопримечательностью Возничего. В этом созвездии есть две звезды — дзета и эпсилон Возничего, которые не столь ярки, как Капелла, но  {51}  гораздо интереснее ее. Они привлекают к себе усиленное внимание астрономов.

Дзета Возничего — двойная звезда. Одна из составляющих эту пару звезд оранжево-красная и огромная, другая яркобелая и небольшая.

Обе звезды обращаются друг возле друга за девятьсот семьдесят двое суток, то есть около трех лет.

Раз в три года белая звезда прячется за «спину» своего большого и красного собрата, и тогда происходит затмение. В это время до нас долетают лучи только красной и более тусклой звезды и свет дзеты Возничего поэтому сильно слабеет.

Ничего особенного в затмениях дзеты Возничего нет, но когда астрономы сумели определить размеры звезд, составляющих эту пару, то их удивила одна непонятная особенность дзеты Возничего.

Белая звезда оказалась по сравнению с красной очень маленькой. Если белую звезду представить себе размером с крупный арбуз, то ее красный партнер будет выглядеть шаром величиной с четырехэтажный дом.

Это звезда-гигант, не уступающая по размерам Бетельгейзе из Ориона.

И вот, спрашивается, — сколько времени нужно белой звезде, чтобы целиком спрятаться за красным гигантом?

Казалось бы, что белая звезда, скрываясь за «спину» красного гиганта, должна гаснуть, как прихлопнутая крышкой, то есть промежуток времени с момента начала затмения и до полного исчезновения света белой звезды не может быть очень продолжительным: ведь звезда не велика.

На самом же деле получается совсем не так. Белая звезда каким-то образом ухитряется посылать нам свои лучи даже после того, как целиком скроется позади красного гиганта.

Эта непонятная особенность дзеты Возничего поразила астрономов.

Московский астроном Н. Ф. Флоря и другие ученые стали исследовать причину загадочного явления и поняли: красный гигант устроен, как абрикос. Звезда, словно косточка в абрикосе, заключена в обширную и толстую оболочку. Оболочкой звезды служит ее атмосфера. Но атмосфера дзеты Возничего прозрачна.

Когда начинается затмение белого спутника, его лучи  {52}  пронизывают атмосферу красного гиганта, и наблюдатели на Земле продолжают видеть белую звезду, хотя она находится уже позади красного гиганта.

Спутник дзеты Возничего просвечивает сквозь атмосферу главной звезды, как просвечивает наше Солнце сквозь редкое облачко.


Схема, поясняющая, каким образом происходит затмение в системе дзеты Возничего.


Была измерена толщина атмосферы красного гиганта. У нашего Солнца атмосфера тонка, как кожура яблока, а у дзеты Возничего она поднимается на 45 миллионов километров, то есть из всего объема звезды только одна треть приходится на долю самой звезды, а две трети — ее атмосфера. Получается, что сама звезда-не так велика, а окружающая ее атмосфера большая. И вот эта-то пухлая атмосфера и придает звезде столь внушительный вид.

Советский ученый Н. А. Козырев, исследуя спектры других красных гигантов, пришел к заключению, что не только одна дзета Возничего устроена подобным образом. Возможно, что и Бетельгейзе, и Антарес, и Дивная Кита, и VV Цефея имеют обширные атмосферы, под которыми скрываются обычные горячие звезды,


 {53} 

Гигант звездного мира

Вторая диковинка этого созвездия — эпсилон Возничего — расположена на небе недалеко от Капеллы.

Эпсилон Возничего — тоже двойная звезда, и звезды, составляющие эту пару, резко отличаются друг от друга. Одна из них золотисто-желтая, яркая, другая — совсем тусклая.

Достойна описания именно тусклая звезда, потому что она самая большая из всех известных ученым звезд. Поперечник этого великана звездного мира равен четырем миллиардам километров, — чудовищно огромная звезда! Гигант среди гигантов!

Размеры инфракрасного сверхгиганта эпсилона Возничего по сравнению с размерами Антареса и земной орбиты.

Если бы эпсилон Возничего занял место нашего Солнца, то внутри его оказались бы не только орбиты Меркурия, Венеры, Земли и Марса, но и более далеких планет — Юпитера и Сатурна.

Чтобы облететь на современном самолете вокруг эпсилона Возничего, пришлось бы лететь безостановочно полтора тысячелетия, тогда как кругосветное путешествие на Земле можно совершить за сорок часов.

В громадном объеме, занимаемом этой звездой, можно уместить сто восемьдесят таких гигантов звезд, как Бетельгейзе, а в промежутках насыпать несколько тысяч Сириусов, Вег, Капелл и Солнц. Иначе говоря, внутри эпсилона Возничего хватит места для всех звезд, видимых невооруженным глазом на небе. Температура на поверхности эпсилона Возничего не велика — всего лишь 1 350°. Плотность же вещества, из которого состоит эта звезда, ничтожно мала.

Ученые предполагают, что эпсилон Возничего — очень молодая, совсем недавно родившаяся звезда, которая еще не успела уплотниться и разогреться.


 {54} 

Возвращение «новой» звезды

Следуя по путеводной линии от хвоста Большой Медведицы к западу, найдем красивое созвездие Короны, или Северного Венца. Оно не велико и не богато яркими звездами, но замечательно своей формой. Шесть звезд этого созвездия расположены почти правильным полукругом, в котором сверкает звезда второй величины альфа Короны, или Жемчужина.

Не так давно в этом созвездии произошло весьма важное событие, которое доставило западноевропейским и особенно американским ученым изрядное огорчение. Им пришлось признать несостоятельность своих лженаучных измышлений и лишний раз убедиться в превосходстве советской науки.

Событие же это состоит в том, что 8 февраля 1946 года путевой обходчик, служащий на станции Шимановская Восточно-Сибирской железной дороги, А. С. Каменчук заметил в Северной Короне вспышку «новой» звезды.

В Западной Европе и в Америке «новенькую» заметили на день, на два позднее, когда она успела ослабеть и наблюдения за ее поведением потеряли значительную долю ценности. А. С. Каменчук первым сообщил о своей находке и самостоятельно произвел необходимые измерения блеска «новой», сравнивая ее с соседними звездами.

Само по себе это событие не представляет собой чего-либо исключительного. «Новые» звезды вспыхивают ежегодно, и случается, что их замечают по нескольку штук за год.

Нет ничего особенного и в том, что «новую» звезду открыл не специалист-астроном, а любитель.

Удивительно в этой истории то, что А. С. Каменчук знал о предстоящей вспышке «новой звезды». Он ждал ее, как ждут поезда, обязанного прибыть на станцию по расписанию, потому что ее появление было заранее предсказано двумя советскими астрономами — П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркиным. Эти ученые открыли весьма важный закон, которому подчиняются «новые» звезды, и этот закон позволяет предвидеть их вспышки.

История замечательного открытия советских ученых такова: астрономов уже давно интересовало и даже тревожило странное несоответствие между числом вспышек «новых» звезд и общим количеством звезд на небе. Ведь если в какой-либо деревне каждый год обязательно случается один-два  {55}  пожара, то в конце концов в погорельцев превратятся все жители этой деревни.

Нечто подобное происходит и в нашем звездном мире. «Пожары» «новых» звезд слишком часты. И вот один из западноевропейских астрономов, некий Ленквист, подсчитав число звездных вспышек и число звезд, объявил:

— Очередь подходит к нашему Солнцу!

Кое-кто из американских астрономов подтвердил:

— Ленквист прав! Солнце готовится стать «новой» звездой.

Вот тут-то и началось нечто дикое!

Первыми идею Ленквиста подхватили буржуазные журналисты. В газетах и журналах появились фантастические описания гибели Солнца: наступит день, когда Солнце взойдет небывало огромное, белое, жаркое. На глазах людей сверкнет яркой искоркой планета Меркурий, расплавленная солнечными лучами. Задымится Венера. На Земле небо закроется тучами дыма от горящих лесов и селений. Люди бросятся спасаться в глубокие подвалы, в метро и пещеры. Вскипят океаны. Раскаленные газы солнечной атмосферы окутают землю, испепелят на ней всё живое...

С церковных кафедр священники убеждали верующих:

— Близок конец света! Забудьте обиды и рознь! Прекратите забастовки, протяните руку дружбы капиталистам. Оставьте революционную борьбу. Зачем бороться за лучшее будущее? Зачем строить социализм, если всё равно всё погибнет?! Не верьте коммунистам, которые призывают вас к борьбе! Молитесь и кайтесь в грехах!

В некоторых американских городах началась паника.

Лженаучные измышления буржуазных ученых послужили прекрасной опорой для самой яростной агитации против революционной борьбы рабочего класса, против освободительного движения угнетенных народов колониальных стран.

Советские ученые разоблачили этот бред о конце света. Они изучили вопрос о «новых» звездах и доказали, что вовсе не каждая звезда обязательно должна вспыхивать. Это удел некоторых белых и неустойчивых звезд.

Солнце к их числу не принадлежит. Солнце — спокойная желтая звезда. Никаких признаков приближающейся вспышки нет.

Звезд, способных становиться «новыми», вовсе не так много во Вселенной, но вспыхивают они по нескольку раз за  {56}  свою жизнь. Повторные вспышки одних и тех же звезд создают впечатление, что «новых» звезд много.

Уже было доказано, что некоторые звезды вспыхивали по два раза, а одна звезда вспыхивала четыре раза. П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин заметили, что промежуток покоя между вспышками зависит от силы вспышки. Если «новая» звезда разгоралась ярко — с большим блеском, то ей и «отдыхать» приходится дольше. Если очередная вспышка была не столь сильной, — и следующая вспышка наступит скорее.

В 1933 году, произведя необходимые расчеты, П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин установили, что «новая» Северной Короны должна вспыхивать через каждые восемьдесят лет. В последний раз ее появление было зарегистрировано в 1866 году, следовательно, следующая вспышка должна была наступить в 1946 году.

Действительность блестяще подтвердила замечательное предвидение советских ученых. «Новая» Северной Короны вспыхнула в назначенный для нее срок. Это опровергло все басни о конце света, придуманные буржуазными учеными.

Загадка шаровых куч

К западу от Волопаса и Северной Короны расположено созвездие Геркулеса.

Геркулес — Геракл — один из прославленных героев древнегреческих мифов.

Побежденные Геркулесом немейский лев и дракон, стороживший золотые яблоки в саду Гесперид, также в виде созвездий находятся на небе.

Дракону Геркулес наступил на голову, имеющую вид небольшого и неправильного четырехугольника. Туловище Дракона обозначено цепочкой малозаметных звезд. Его кольца вьются между Большой и Малой Медведицами.

Лев расположен как раз под ковшом Большой Медведицы.

В созвездии Геркулеса между звездами этой и дзетой чуть виднеется слабенькая звездочка, находящаяся на пороге видимости, то есть ее могут видеть только люди с хорошим зрением.  {57} 

Шаровая звездная куча в созвездии Геркулеса. В правом верхнем углу изображена эта же шаровая куча такой, какой она видна в школьный телескоп.

При наблюдении в бинокль звездочка приобретает вид пятнышка расплывчатых, неясных очертаний; оно более похоже на туманность, чем на звезду.

На звездных картах этому светилу присвоено обозначение М-13.

Если посмотреть на М-13 в школьный телескоп, станет ясно, что это пятнышко и не туманность и не звезда,а тесная кучка звезд. Посмотрев на М-13 в большой телескоп, наблюдатель увидит, что это и не кучка, а огромнейшее скопление, в котором роится по меньшей мере 35 тысяч солнц. Скопления подобного рода называются шаровыми звездными кучами.

В созвездии Геркулеса таких звездных куч имеется несколько, а в близких к нему созвездиях Стрельца и Скорпиона они насчитываются десятками. Шаровые кучи — интереснейшие звездные образования. Очень удивительна их правильная шаровая форма. Странной также кажется необычайная теснота внутри шаровых куч: в сравнительно небольшом объеме звезды сгрудились, как роящиеся пчелы.

Окажись земной шар в одной из таких звездных куч, мы не знали бы темных ночей. Тысячи звезд, ярких, крупных, как уличные фонари, заливали бы Землю дивным светом.

Шаровых звездных куч астрономы насчитали на небе девяносто шесть и полагают, что они пересчитаны все. Может быть, какая-нибудь темная туманность загородила несколько звездных скоплений такого типа, но всё равно число их невелико.


 {58} 

Диковинки созвездия Лебедя

Красивое созвездие Лебедя расположено в самой яркой части Млечного Пути. Оно имеет форму довольно правильного креста, на одном конце которого блистает яркая белая звезда Денеб.

Денеб находится на очень большом расстоянии от Солнца. Его свет летит к нам восемьсот лет.

Несмотря на свою удаленность от Земли, Денеб сверкает на нашем небе как звезда первой величины. Он ярок потому, что огромен. Денеб — белый сверхгигант с температурой на поверхности в 11 000°. Если бы мы задумали устроить выставку моделей звезд, где Солнце изображено шариком величиной с шарик для игры в лапту, то Денеб пришлось бы представить в виде шара высотой, равной росту человека, имеющим 1,75 метра в поперечнике.

В созвездии Лебедя есть другая яркобелая звезда, обозначенная в каталогах как P (пэ) Лебедя.

Туманность «Северная Америка».

До 1600 года P Лебедя была слабенькой звездочкой примерно пятой величины. В 1600 году она внезапно разгорелась и стала видна как звезда третьей величины. После вспышки P Лебедя стала постепенно угасать и к 1619 году совсем исчезла из вида. Ее можно было найти только с помощью телескопа. Несколько лет спустя звезда стала немного ярче, а в 1654 году разгорелась снова. Через шесть лет она опять угасла. Такие колебания блеска повторялись несколько раз. В 1715 году P Лебедя угомонилась и застыла как звезда пятой величины. В настоящее время у нее заметны только незначительные колебания блеска.  {59} 

Р Лебедя находится очень далеко от Солнца. До нее 3 300 лет полета светового луча. Поэтому Р Лебедя только кажется нам слабенькой звездочкой, на самом деле это очень крупная и горячая звезда. Ее температура достигает 28 000°.

Московский астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов доказывает, что звезда Р Лебедя похожа на «новую» звезду, которая несколько раз пыталась вспыхнуть и сбросить с себя оболочку, но это ей, как видно, не удалось. У нее хватило сил только раздуть свою оболочку. Звезда осталась огромной, пухлой, яркой, с обширной атмосферой, как у «новой» в самый разгар ее вспышки. В таком положении Р Лебедя притихла.

В этом же созвездии находится звезда, отобравшая у Ригеля звание чемпиона по силе света. Эта звездочка на картах неба обозначена как Y Лебедя. Нам она видна как слабенькая звезда, но в этом виновато расстояние.

На самом деле Y Лебедя светит как 32 тысячи солнц, вместе взятых.

В созвездии Лебедя находятся две замечательные светлые туманности. Невооруженным глазом и в бинокль они, к сожалению, не видны. Их можно наблюдать только в телескоп, и то при большом увеличении.

Одна из этих туманностей получила название «Северная Америка», потому что очертанием она похожа на этот материк. Туманность «Северная Америка»» светится потому, что ее освещает яркий Денеб.

Вещество в этой туманности сильно разрежено. Она прозрачна, и сквозь нее просвечивает много звезд. Тут же находится более плотная и темная туманность. Она загораживает собою часть «Северной Америки» и образует у ее берегов «Мексиканский залив».

Другая светлая туманность Лебедя названа — «Волокнистая». Она имеет странный вид длинных изогнутых волокон какого-то светящегося тумана. Это весьма загадочное и единственное на небе светило подобного вида.

Кроме газов — водорода, азота, кислорода, — в состав туманностей входит и мелкая космическая пыль, отражающая свет ближайших звезд.

Некоторые ученые, исследовавшие состав света, отраженного космической пылью Волокнистой туманности, пришли к заключению, что эта пыль не похожа ни на металлическую, ни на каменную. Она больше всего напоминает мельчайшие  {60} 

Академик С. П. Глазенап.

кристаллики... льда! Насколько правдоподобно и обосновано такое предположение, сказать трудно. Это пока еще не проверенная догадка. Млечный Путь в Лебеде разделяется на два рукава. Сто лет назад думали, что здесь в самом деле Млечный Путь раздваивается. Сейчас убедились, что это раздвоение кажущееся и вызвано оно облаками темной космической пыли, которые заслоняют собой середину самой широкой центральной части Млечного Пути.

Звезды, которые разрушаются

Созвездие Лебедя густо населено звездами самых различных типов.

Академик Сергей Павлович Глазенап говорил по этому поводу: «Можно годы проводить за изучением созвездия Лебедя и открывать всё новые явления и новые светила».

Три таких новых светила были замечены в созвездии Лебедя в 1867 году, и астрономы условились обозначать эти звезды двумя заглавными латинскими буквами WR (вэ-эр).

Звезд WR на небе найдено немного — около сотни. Все они размещены в самой гуще Млечного Пути и очень далеко от нас. Их нельзя наблюдать невооруженным глазом: они очень слабы. Только на небе южного полушария есть две или три звезды WR, видимые без телескопа.

Удивительные особенности этих звезд продолжают привлекать внимание астрономов, и их непрерывно наблюдают во всех обсерваториях.

Звезды WR резко отличаются от всех остальных звезд. Это звезды-вулканы, звезды-бомбы, звезды, на которых непрерывно бушует огненный ураган. С их поверхности вырываются струи раскаленных газов, и сила неукротимого извержения такова, что частицы газов навсегда покидают звезду и рассеиваются в пространстве.  {61} 

Если «новая» звезда при вспышке сбрасывает с себя оболочку и потом успокаивается, то звезды WR делают это безостановочно и непрерывно, они сами себя разрушают. Эти истекающие газом звезды поставляют в пространство материал для образования туманностей.

За год каждая звезда WR выбрасывает прочь, примерно, одну стотысячную долю своей массы. Если истечение газа со временем не приостановится, то через 100 тысяч лет они рассеются совсем. Очевидно, долго в таком состоянии эти звезды находиться не могут. У них нехватит вещества, и они неизбежно должны будут прекратить извержение и успокоиться.

Но ни одна из звезд WR не подает пока признаков успокоения, и неизвестно, во что такая звезда превратится, когда утихнет извержение в ее недрах.

Орел, Дельфин и Скорпион

Южнее Лебедя, на более широкой ветви Млечного Пути, сверкает звезда первой величины — Альтаир. По обе стороны ее виднеются две слабые звездочки. Они расположены почти на одной прямой с Альтаиром. Эти звезды входят в созвездие Орла.

Альтаир — звезда по массе и по объему немного крупнее нашего Солнца, но горячее его: ее температура равна 8 500°.

Недалеко от созвездия Орла находится удивительно правильной формы ромбик, составленный из четырех неярких звезд. Это созвездие Дельфина.

К югу от Орла и Геркулеса расположены созвездия Змееносца, Змеи, Стрельца и Скорпиона.

Созвездие Скорпиона имеет форму детского воздушного змея с хвостом из мелких звездочек. Альфа Скорпиона называется Антаресом.

Антарес замечателен своим цветом: он яркий, красный, как фонарик автомобильного стоп-сигнала. Краснее его, пожалуй, только «рубиновая» звезда — мю Цефея. Цвет Антареса делает его похожим на планету Марс. Сходство звезды и планеты настолько велико, что греческие наблюдатели иногда путали их. Этим объясняется наименование звезды. Марс по-гречески назывался Арес. Альфе Скорпиона греки дали имя Антарес, что значит: «соперник Марса»-


 {62} 

Глобулы — шаровые туманности

Недавно в созвездии Стрельца было замечено нечто новое, до сих пор ускользавшее от внимания ученых.

В этом созвездии есть сравнительно крупная светлая туманность, которая называется «Трехраздельной», или Трифид. Свое название туманность Трифид получила благодаря узким


Маленькие шаровые и темные туманности — глобулы, видимые на фоне светлой туманности «Трифид».


и темным полосам, которые делят ее на три части и делают похожей на трилистник.

Сама по себе туманность Трифид не очень интересна — обыкновенная светлая туманность, каких виднеется на небе несколько сотен. Но было замечено, что в пространстве между нами и туманностью Трифид находятся какие-то не известные науке небесные тела. Они вырисовываются на светлом фоне светящихся облаков туманности и имеют вид темных пятнышек, приблизительно круглой формы.

Новинка вызвала живейший интерес среди ученых, и на туманность Трифид уставились стеклянные глаза астрономических  {63}  инструментов. Ее фотографические снимки старательно изучали. Было установлено, что загадочные круглые пятнышки являются небольшими, темными, шарообразными туманностями.

Новый вид туманностей получил название глобул, то есть шариков. Туманности-шарики не велики. Их поперечники измеряются всего лишь десятками миллиардов километров, а не тысячами миллиардов километров, как у обычных облакоподобных туманностей.

Кроме разницы в размерах, между глобулами и туманностями есть более существенные отличия.

Обычные темные и светлые туманности прозрачны. Сквозь них просвечивают звезды, которые находятся позади туманностей. Лучи света этих звезд, пронизывая пылевые облака, при этом, конечно, ослабевают. Звезды, расположенные позади туманности, выглядят так, как будто мы смотрим на них через слабо закопченное стекло.

Иное дело — глобулы. Они тоже прозрачны, но не так сильно, как обычные туманности. В глобулах застревает девять десятых света далеких звезд, и только одна десятая достигает нашего глаза. Очевидно, вещество глобул, стягиваемое к центру глобулы взаимным притяжением частиц, уплотнилось настолько, что стало почти непрозрачным.

Второе важное отличие глобул — их форма. Они уж никак не похожи на расплывчатые неопределенные облака туманностей. Глобулы — огромные темные шары. И это, пожалуй, больше роднит их со звездами, а не с туманностями.

Может быть, и в самом деле глобулы в будущем станут звездами!

Шаровая форма глобул и значительная плотность невольно наводят на мысль о возникновении звезд из этих гигантских шаров. Возможно, — глобулы, постепенно уплотняясь, со временем разогреются, станут светить и превратятся в красных гигантов вроде эпсилона Возничего.

Двенадцать созвездий Зодиака

Заканчивая путешествие по ночному небу, ознакомимся еще с двенадцатью созвездиями, которые опоясывают небосвод и носят все вместе название: Зодиак. По-русски это


 {64} 

Южная половина небосвода, видимая в средних широтах СССР 21 марта около 10 часов вечера. Пунктирной линией на этом и следующих рисунках показана эклиптика — «дорога светил».


слово означает: «маленькие животные». В круг Зодиака входят следующие созвездия: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы.

В компанию маленьких животных попал Лев — зверь довольно крупный, — один неодушевленный предмет — Весы, — а кроме того: Близнецы, Дева, Стрелец и Водолей.

Звезды, образующие созвездия Зодиака, большей частью мелкие и слабые. Никакого рисунка, хотя бы отчасти напоминающего животное, нет.

Происхождение этих созвездий и их непонятных названий кроется в глубочайшей древности. Например, в развалинах дворца египетского фараона Рамзеса в городе Фивы археологи обнаружили на камнях полустершийся рисунок Зодиака. По расчетам ученых, знатоков древнего Египта, дворец Рамзеса был построен свыше пяти тысяч лет назад. Есть еще более древние памятники, на которых также находят изображение созвездия Зодиака.

Значит, обозначение Зодиака было совершено на заре человеческой культуры, когда люди делали первые астрономические открытия.

Из года в год наблюдая движение странствующих или блуждающих звезд, то есть планет, первые астрономы убедились,


 {65} 

Южная половина небосвода, видимая в средних широтах СССР 21 июня около 10 часов вечера.


что планеты всегда проходят по небу одним и тем же путем и гостят в одних и тех же созвездиях. Планеты как будто знают только одну дорогу среди созвездий.

Созвездия, по которым движутся планеты, сплошной лентой опоясывают небо и все вместе образуют Зодиак.

Зодиак, по представлениям древних, был как бы улицей для планет — дорогою светил, а его созвездия казались им домиками на этой улице.

Астрономы пользовались названиями зодиакальных созвездий, как временными адресами планет.

С течением веков астрономы древнего мира сделали еще одно открытие: они убедились, что не только планеты, но и Солнце тоже следует по созвездиям Зодиака.

На протяжении нескольких веков десятки, а может быть, и больше поколений наблюдателей постепенно и довольно точно определили путь Солнца по Зодиаку. Они разделили солнечную дорогу по числу месяцев на двенадцать частей — созвездий. В каждом домике-созвездии Солнце гостит месяц, а затем переходит в другое созвездие. Двенадцать домиков — двенадцать месяцев.

Иначе говоря, древние астрономы мысленно нарисовали на небе календарь и назвали его Зодиаком. Солнце же служило в нем указателем месяцев.


 {66} 

Южная половина небосвода, видимая в средних широтах СССР 23 сентября около 10 часов вечера.


Загадочные названия созвездий Зодиака — древнейшие наименования месяцев. Солнце вступает в созвездие Тельца — значит, наступил месяц пахоты (пахали египтяне на быках). Месяц Овна — время выгонять стада на пастбища. Месяц Льва — летняя жаркая пора: львы, гонимые жаждой, приходили из пересохшей пустыни к берегам Нила на водопой. Солнце вступило в созвездие Девы, или, иначе, Колоса, — месяц жатвы. Водолей — период тропических дождей. Рак — Солнце поворачивает и пятится, как рак, к зиме. Козерог — Солнце поворачивает к лету, с каждым днем поднимаясь выше, как козерог на гору. Весы, вероятно, означали время равноденствия, когда день уравнивался с ночью.

Для запоминания очередности знаков Зодиака существует стихотворение, в котором перечисляются его созвездия:


Овен идет перед Тельцом,

За Близнецами — Рак,

Лев перед Девою идет,

Последний летний знак.

С собою холода несут

Весы и Скорпион с Стрельцом,

Поля морозит Козерог,

А Водолей сковал Рыб льдом.


 {67} 

Южная половина небосвода, видимая в средних широтах СССР 22 декабря около 10 часов вечера.


Предложение уничтожить созвездия

В своем путешествии по ночному небу мы посетили много созвездий, но большинство из них остались не осмотренными. Половина созвездий находится на небе южного полушария и нам не видна, а несколько созвездий северного неба были пропущены, потому что там нет особо интересных светил.

В настоящее время на небе насчитывается 88 созвездий, которые узаконены в 1922 году Международным астрономическим съездом. Раньше созвездий было гораздо больше. В прошлые века некоторые астрономы, особенно из числа придворных, перекраивали карту неба и в угоду своим повелителям придумывали новые созвездия. Число созвездий разрослось до 117. Границы между созвездиями путались. Пользоваться звездной картой было трудно.

Один из астрономов прошлого столетия с возмущением писал:

«Созвездиям давались имена и очертания, как бы с нарочной целью породить возможно большую путаницу и неудобства. Бесчисленные змеи извиваются длинными кольцами  {68}  на всем пространстве небесного свода. Удержать их не в силах ни одна память. Медведи, львы и рыбы, большие и малые, безнадежно путают номенклатуру».


Небесный «зверинец» — старинная карта звездного неба. Темными фигурами обозначены созвездия Зодиака.


Некоторые ученые предлагали упразднить созвездия, как бесполезные для науки, и заменить их простыми четырехугольниками, образованными меридианами и параллелями. Это предложение отчасти справедливо. Астрономы в своей  {69}  работе созвездиями почти не пользуются, они им нужны очень редко. Когда необходимо найти какую-либо звезду, то пользуются звездными описями или каталогами, в которых указаны небесные адреса звезд, то есть их небесная долгота и широта.

А что такое созвездие? Фантастическая фигура, неопределенный участок неба. Попробуйте определить границы Дракона. Он сунул голову под ногу Геркулесу, напетлял колец у Малой Медведицы, а хвост положил на спину Большой Медведицы.

Однако астрономы не согласились упразднить созвездия. Они достойны сохранения, как один из величайших памятников древней астрономии и всей нашей культуры.

На заре развития человеческого общества созвездия были насущно необходимы людям. Они помогали кочевникам и первым мореходам ориентироваться, совершая далекие путешествия. Созвездия служили нашим предкам календарем — указывали время начала полевых работ. Звезды предупреждали египтян о разливах Нила, о приближении периода дождей, а жителям приморских стран сообщали о наступлении осенней штормовой погоды.

Звездное небо служило народам древнего мира как бы гигантской справочной книгой, в которой движениями небесных светил была размечена смена всех сезонных явлений природы.

После изобретения компаса и других мореходных инструментов, с усовершенствованием календаря и углублением наших знаний о природе, созвездия постепенно утратили свое былое значение.

Сейчас созвездия нужны для того, чтобы облегчать ориентировку на небе и помогать новичкам, изучающим астрономию, запоминать расположение наиболее ярких звезд. Уничтожить созвездия нельзя также потому, что с их названиями связаны обозначения всех ярких звезд.

Астрономы упорядочили границы созвездий, — они теперь проведены по меридианам и параллелям небесной сферы, — и карта неба несколько изменила свой вид. Читатель найдет такую карту с новыми границами созвездий в приложениях к книге.

Однако, рассматривая эту карту, надо помнить, что почти все созвездия являются кажущимися и временными сочетаниями звезд. Карты неба служат только для удобства ориентировки,


 {70} 

Звезды указывали людям путь в далеких походах.



 {71} 

для того чтобы легче находить нужные нам звезды или отмечать путь по небосводу движущихся светил. Карта звездного неба ни в коем случае не может служить даже приблизительным планом окружающей нас части Вселенной, потому что звезды, даже одного созвездия и видимые нами рядом, в действительности могут оказаться очень далекими друг от друга. Например, бета Лиры в сорок раз дальше от Земли, чем ее соседка — альфа Лиры.

Путешественники в звездолете, удалившись на достаточно большое расстояние за пределы солнечной системы, увидят, как постепенно будет изменяться вид неба: одни звезды ослабеют, другие станут ярче, созвездия изменятся, появятся новые сочетания звезд, совсем не похожие на те, которые мы видим с Земли. Путешественники не найдут в пространстве ни Кассиопеи, ни Андромеды, ни большинства других созвездий (кроме движущихся скоплений).

Следовательно, для того чтобы составить план окружающей нас части Вселенной, надо, кроме карты звездного неба, вооружиться измерительной лентой и другими инструментами, какие применяют в своем деле топографы. Пройтись с ними от Земли до звезд, измерить межзвездные дали и постепенно, шаг за шагом наносить на бумагу отдельные точки пространства. Тогда перед нами вырисуются контуры окружающей нас части Вселенной.

И эту величайшую, невообразимо трудную задачу ученые выполнили. Они выполнили ее, несмотря на то, что никто из них не имел ни малейшей возможности путешествовать между звездами в безвоздушной, холодной пустыне.

Человек оказался настойчивым, изобретательным, мужественным исследователем. И он решил задачу измерения Вселенной гораздо раньше, чем научился летать в межзвездном пространстве.




 {72} 


ГЛАВА ВТОРАЯ

ИЗМЕРЕНИЕ НЕДОСТУПНОГО

Изобретение «солнечных шагов»

Люди с давних времен задумывались над вопросом: а как далеки от Земли Луна, Солнце и звезды?

Конечно, измерить эти расстояния до изобретения телескопа и точных измерительных приборов не было никакой возможности, и древние ученые пытались оценить размеры Вселенной приблизительно — на глаз.

В старых книгах можно найти много различных оценок звездных расстояний, сделанных по догадке. И все они в тысячи, в миллионы раз меньше того, что оказалось в действительности.

После изобретения телескопа и усовершенствования измерительных приборов ученые сумели узнать, сколько километров до Луны, до Солнца и до звезд.

Над измерением расстояния до Луны астрономы трудились несколько десятилетий, до Солнца — два столетия, а до звезд — около трех столетий.

Чтобы понять, как это им удалось, надо прежде узнать об одном важном открытии, которое было сделано учеными несколько тысяч лет назад и послужило основой для измерения недоступных расстояний.

Еще в незапамятные времена людьми были изобретены различные меры. Сыпучие тела и жидкости измеряли горстями, пригоршнями, сосудами, сделанными из рогов животных  {73} 

Способ приблизительного измерения угла в 15–17°.

или высушенных плодов — тыкв, из скорлупы орехов. Так же разнообразны были старинные меры длины. Среди них встречались — локоть, палец, ступня, толщина волоска с ослиной морды, полет стрелы... Для измерения небольших расстояний почти у всех народов служит шаг. Шагами отмеряли участки земли, шагами определяли пройденный путь.

Такие простые, подручные и разнообразные меры существовали для измерения объемов, веса, расстояний, но не для времени. Время имело только крупные меры — год, месяц, день. Более мелкие промежутки времени люди отмерять не умели. Таких мер, как наш час, минута и секунда, не существовало, а необходимость в них была.

Особенно остро чувствовалась эта необходимость в древнем Вавилоне. Пять тысяч лет назад Вавилон был государством с хорошо развитым сельским хозяйством, ремеслами и обширной торговлей. Без измерения времени было трудно обойтись. Вавилонские жрецы нашли выход из положения. Изо дня в день наблюдая движения Солнца, вавилонские астрономы применили к дневному светилу земной обычай измерять пройденный путь шагами. Иначе говоря, они догадались сосчитать, сколько «шагов» делает Солнце, когда проходит свой путь от восхода до заката.

Вавилоняне вообразили, что Солнце двигается по небу не плавно, а толчками, — оно как бы «шагает», — и каждый «шаг» Солнца равен двум видимым его поперечникам.

Было подсчитано, что Солнце, двигаясь таким образом, делает за день 180 шагов. Очевидно, что, совершая свое ночное путешествие, Солнце сделает еще 180 шагов. Весь солнечный путь получается равным 360 «шагам». Такое деление солнечного пути на шаги позволило создать меры времени более мелкие, чем сутки: час и минуту. 15 солнечных «шагов» стали часом, четверть «шага» — минутой.

Деление солнечного пути по небосводу на 360 частей перешло ко всем современным народам, но свое прежнее  {74}  значение оно изменило и стало мерой углов и мерой дуг окружности.

Теперь, вместо слов «солнечный шаг», мы говорим короче — «градус», слово «градус» означает: «шаг».

Сейчас мы называем градусом одну трехсотшестидесятую долю любой окружности. Разумеется, градус большой окружности по длине будет больше градуса маленькой. Градус земного экватора равен ста одиннадцати километрам с лишним, а градус окружности пятачка будет меньше четверти миллиметра. Так и должно быть, потому что градус — это не мера длины, а мера углов и долей окружности.

Каждый градус, в свою очередь, делится на шестьдесят частей, называемых угловыми минутами, а минута содержит в себе шестьдесят угловых секунд.

Деление окружности на равные части применяется и для измерения времени, поэтому в часах тоже есть минуты и секунды.

Астрономам почти всегда приходится иметь дело с окружностями, кругами и шарами. Это и понятно: небосвод над нами круглый, линия горизонта — окружность, все планеты, Луна и Солнце — шары, видимые диски Солнца, Луны и планет — круги. Пути планет — почти окружности.

Без измерения углов и дуг в астрономии не обойтись. Ну, например, скажите, какой величины мы видим Луну? Попробуйте задать такой вопрос своим друзьям. Некоторые скажут, что Луна размером с гривенник; другие будут утверждать, что Луна с двугривенный, но найдутся и такие, которые будут сравнивать Луну с серебряным рублем.

Все эти ответы, разумеется, будут неверны, потому что в мерах длины — сантиметрах и миллиметрах — нельзя выразить видимую величину небесного тела.

Но какой-же всё-таки величины Луна?

С помощью какого-либо угломерного инструмента измерьте величину Луны в градусах, то есть в долях окружности. Она займет всего лишь полделения, полградуса или тридцать минут. Тщательные измерения дадут более точное число — 31'6", то есть тридцать одна минута шесть секунд.1  {75}  Видимый поперечник Солнца в среднем равен тридцати одной минуте и пятидесяти девяти секундам. Подобные числа ясны, точны и не допускают разноречия. В этом и заключается одно из удобств градусного измерения.

Число «пятьдесят семь»

Неоценимые удобства градусного измерения люди поняли два с лишним тысячелетия назад. Уже тогда все знали, что чем дальше находится предмет, тем меньше он кажется. Расстояние скрадывает величину предметов.

И вот древние ученые подметили важное свойство углового измерения. Если какой-нибудь предмет имеет видимую величину, равную одному градусу, то расстояние от предмета до наблюдателя в 57 раз больше самого предмета.

Так, например, если телеграфный столб виден издали величиной в градус, то значит, от наблюдателя до столба можно уложить пятьдесят семь таких столбов. А так как столбы обычно делают высотою в 6,4 метра, то расстояние будет равно 365 метрам.

Зная угловую величину предмета и расстояние до него, можно определить его истинные размеры, а зная угловую величину предмета и его истинные размеры, можно определить расстояние до него.

Таким образом, градусное измерение и число «пятьдесят семь» дают возможность измерять недоступные расстояния и недоступные предметы.

Попробуем применить этот способ к измерению расстояния до Луны.

Наш спутник виден величиною примерно в полградуса, значит расстояние до Луны в сто четырнадцать раз больше ее поперечника. Если подсчитать точнее, так в сто десять раз. Иначе говоря, в промежутке от Земли до Луны уляжется сто десять таких шаров, как Луна.

Итак, от Земли до Луны сто десять лунных поперечников. Стоит теперь узнать, сколько километров в лунном поперечнике, — и наша задача решена.

Но чему же равен лунный поперечник?

Это можно было бы определить, если бы мы знали расстояние до Луны, но беда-то в том, что оно нам неизвестно.  {76}  Забавное получается положение: чтобы определить расстояние до Луны, необходимо знать расстояние до нее!

Чтобы выйти из этого тупика и воспользоваться свойством числа «пятьдесят семь», следовало бы забраться на Луну, оттуда посмотреть на Землю, измерить угол, под. которым видна Земля с Луны, а затем высчитать, сколько земных шаров уляжется между Луной и Землей. А земной шар измерить можно. Это дело хотя и не простое, но всё же выполнимое. А тогда нам легко будет найти и расстояние между Землей и Луной.

Стало быть, без путешествия на Луну не обойтись!


Измерение расстояния от Земли до Луны.


На Луну пока еще никто не летал, и всё же расстояние от Земли до Луны измерили. Астрономы нашли способ мысленно перенестись на Луну и посмотреть оттуда на Землю.

Представьте, что два астронома условились измерить высоту Луны над горизонтом с двух удаленных друг от друга пунктов на земном шаре. Один из них, допустим, решил наблюдать Луну из Ленинграда, а другой отправился в Африку, в порт Дурбан в провинции Южно-Африканского союза, который расположен почти на одном меридиане с Ленинградом.

Оба астронома измерят высоту Луны над горизонтом, а потом съедутся вместе, чтобы сопоставить наблюдения. В результате у них получится чертеж вроде показанного на рисунке. На этом чертеже от земного шара до Луны проведены две линии. Одна из них — луч зрения телескопа, установленного в Ленинграде, другая — луч зрения телескопа из порта Дурбан. Они сходятся углом на поверхности Луны.  {77} 

Вообразите, что наблюдатель находится не на Земле, а на Луне и оттуда смотрит на нашу планету. Линии, проведенные на чертеже, как бы идут от его глаза к тем местам на земном шаре, откуда производили наблюдения оба астронома. Стоит приложить к чертежу транспортир — и можно сразу и довольно точно измерить величину угла, под которым видно с Луны расстояние между Ленинградом и портом Дурбан.

Ученые рассчитали, под каким углом видно с Луны не только расстояние между Ленинградом и портом Дурбан, но и весь земной шар. У них получилось, что Земля видна с Луны под углом в один градус и пятьдесят четыре минуты, то есть без малого два градуса, а это соответствует расстоянию, примерно равному тридцати земным поперечникам. Значит, в промежутке от Земли до Луны уляжется тридцать таких шаров, как Земля.

Однако, пока ученые не знали, как велик земной шар, они поэтому не могли высчитать, сколько километров от Земли до Луны.

Значит, чтобы узнать, как далека Луна, надо обмерить земной шар, высчитать его поперечник и умножить его величину на тридцать.

Успехи греков и арабов

Измерить земной шар люди пытались очень давно.

В истории науки сохранилось об этом несколько поучительных рассказов.

Две с лишним тысячи лет назад в городе Александрии жил знаменитый географ, математик и астроном Эратосфен. Он первый измерил окружность земного шара и применил для этого простой и остроумный способ.

Ученый установил, что в городе Сиене,1 расположенном почти прямо на юг от Александрии, в двадцатых числах июня Солнце в полдень освещает дно самых глубоких колодцев. Оно стоит тогда прямо над головой, то есть в зените.

В Александрии солнечные лучи никогда не заглядывают в глубь колодцев. Там солнце в полдень, в это же время года, не доходит до зенита на одну пятидесятую часть окружности,  {78}  или на 7°12'. Разница в высоте летнего Солнца в этих двух городах сама бросалась в глаза. Ею и решил воспользоваться Эратосфен.

Эратосфен прекрасно знал математику. Знаменитый Евклид, основатель геометрии, жил незадолго до Эратосфена. Он составил первую в мире книгу по геометрии. В ней были доказаны все основные теоремы.

Для решения своей задачи Эратосфен воспользовался той теоремой, которая доказывает, что при пересечении


Первое измерение окружности земного шара, сделанное Эратосфеном. Точки А и С означают города Александрию и Сиену. Угол А равен углу В, а угол В опирается на дугу АС. Измерив угол А, Эратосфен тем самым определил и величину дуги АС. Она равнялась 1/50 доле окружности. Следовательно, окружность Земли в 50 раз больше расстояния между Александрией и Сиеной.


параллельных прямых третьей прямой соответственные углы всегда равны.

На чертеже эти углы указаны буквами: «А» и «В». Каждый из этих углов равен пятидесятой доле окружности; значит, и дуга меридиана между Александрией и Сиеной тоже равна пятидесятой доле окружности, или 7°12'.

Эратосфен знал от купцов и путешественников, что между Сиеной и Александрией ровно пять тысяч стадий. Очевидно, окружность земного шара будет в пятьдесят раз больше этого расстояния, то есть она равна двумстам пятидесяти тысячам стадий.

К сожалению, сейчас никто не знает, чему равна эта древнегреческая мера длины. Ее величина утрачена. По одним  {79}  источникам, стадия равнялась 160 метрам, а по другим, примерно 180 метрам.

Как считал Эратосфен, неизвестно. Если в стадии было 160 метров, то результат его измерений надо признать удивительно точным.

Примерно тысячу лет спустя, в 827 году арабские астрономы также попробовали измерить Землю. Работали они весьма старательно и получили, что окружность Земли равна 12 280 арабским милям.

Современные астрономы попытались узнать, правилен ли результат арабских измерений.

В описании работ имеется указание, что миля содержит четыре тысячи локтей; было также известно, что в арабском локте тридцать два дюйма, или пальца; дюйм равняется шести ячменным зернам, а зерно делится на шесть мер, равных толщине волоса с ослиной морды. Но как же проверить измерения арабов? Ведь ячменные зерна или волоски с ослиной морды бывают различные, и побольше и поменьше, и потолще и потоньше. Точную длину мили по ним не определить. На том дело и остановилось.

Не так давно на острове Роде, расположенном посреди Нила, под Каиром, удалось найти на одной старинной колонне из тесаного камня черточки, обозначающие длину арабских дюймов. Величину арабского дюйма точно измерили в наших мерах. Оказалось, что арабский дюйм чуть побольше полутора сантиметров, а миля равна примерно 1 973 метрам.

Длина одного градуса дуги земного меридиана, по измерениям Халиб бен-Абдул Мелика и Али бен-Иса, получается около ста одиннадцати с половиной километров.

Выходит, что арабские астрономы довольно хорошо измерили Землю: современные измерения Земли дают почти такую же цифру.

Вы видите теперь, как неудобны неточные, приблизительные меры вроде ячменного зерна, аршина, сажени, фута.

Например, аршин — это мера, родившаяся от шага человека, а шаги бывают разные.

Сажень — рост человека с поднятой рукой — мера тоже произвольная.

Фут — длина ступни, дюйм — длина сустава указательного пальца.

Ясно, что такие меры ненадежны, их нельзя проверить. Правда, можно и с этими мерами получить точные результаты,  {80}  но для этого необходимо тщательно беречь образец меры для проверки и контроля.

Именно так и поступили ученые при первых точных измерениях Земли.

Земля — шар или не шар?

В Париже на ступеньках замка Шателе была вделана железная полоса с двумя выступами на концах. Расстояние между выступами являлось французской единицей длины — туазом.

Любой француз мог прийти сюда и проверить свой туаз. Возле стены постоянно толпились портные, торговцы, каменщики, землемеры. Они прикладывали свои меры, проверяли их и постепенно до того истерли выступы, что туаз стал длиннее первоначального.

К тому же ученые замечали разницу между туазом летним и туазом зимним. От холода железная полоса сжималась, укорачивалась, и туаз становился меньше, летом, наоборот, он удлинялся. Понятно, что мера, которая изменяется даже от погоды, для точных работ не пригодна.

Так как найти неизменную природную меру в то время не умели, парижские астрономы решили воспользоваться старинным туазом. Они починили железную полосу и в день хорошей погоды, когда термометр в тени показывал 13°, сняли с него мерку. По мерке изготовили один образцовый туаз, имевший вид жезла.

С помощью этого жезла во Франции начали работы по измерению Земли.

Чтобы измерять Землю, невозможно шагать с мерилом от полюса до полюса, — помешают горы и моря, — поэтому астрономы измеряли только небольшую часть окружности земного шара, длиною всего в несколько десятков километров, а остальное высчитали при помощи математики.

Первые измерения дали неожиданный результат. Земля оказалась не шаром, а чем-то вроде огурца. Ее поперечник от Северного полюса к Южному оказался больше, чем поперечник на экваторе. Подобная нелепица произошла из-за допущенных в измерениях ошибок. Но об этом никто не знал, и между учеными разгорелся жаркий спор. Одни утверждали, что земной шар сплюснут, а другие доказывали, что он вытянут.


 {81} 

Эталон метра № 28.


Чтобы решить спор, работу решили начать сначала, но производить ее в двух областях земного шара: в северных широтах и возле экватора. В Париже изготовили два образцовых туаза. Снарядили две экспедиции: одна поехала в Лапландию, другая — в Южную Америку, в Перу.

Самая высшая точность требовалась от этой работы. От измерения земного шара зависело и составление точных карт, и изучение формы Земли, и определение расстояний до Луны, до Солнца и планет. С измерения Земли начинались промеры Вселенной. Поэтому работу поручили самым авторитетным ученым.

В Лапландии измерения закончили в течение года. Но экспедицию постигло несчастье. Корабль, на котором везли драгоценный туаз — образец, потерпел аварию и затонул в Ботническом заливе.

Водолазы сумели достать туаз со дна моря, но, увы, морская вода совсем испортила его. Туаз погиб, а вместе с ним обесценились труды экспедиции. Без образца нельзя было проверить работу, а без проверки она теряла смысл.

Из Перу привезли второй образец, и по нему сделали уже не два туаза, а восемьдесят штук. Решили: если даже пропадут один-два туаза, остальные послужат. И это оказалось весьма кстати.

К этому времени люди нашли меру, которая не зависит от погоды или человеческого роста, и в случае необходимости ее всегда можно проверить и восстановить.

Ученые решили взять за единицу длины одну десятимиллионную часть четверти окружности земного шара.

Новую единицу длины назвали метром, что значит; «мера». Для того чтобы найти, чему равен метр, измерение Земли проделали еще раз.

Когда новая работа была закончена, полученную длину  {82}  меридиана разделили на сорок миллионов частей. Затем из сплава платины с иридием изготовили тридцать жезлов. В сечении они напоминают букву «х».

Этот сплав и форма жезла выбраны не случайно. Сплав платины с иридием замечателен своей стойкостью к внешним воздействиям. Он достаточно тверд и прочен, не боится сырости, не вступает в химические соединения с другими веществами, не окисляется и почти не расширяется от нагревания. Благодаря «х»-образной форме платиново-иридиевый жезл не гнется.

На концах жезлов алмазом нанесли тончайшие, но отчетливые штрихи. Расстояние между штрихами равно одной десятимиллионной доле четверти земного меридиана, то есть одной десятимиллионной доле дуги меридиана, заключенной между полюсом (Северным или Южным, это всё равно) и экватором. Другими словами, это расстояние равно одному метру. Эти образцовые метры, или, как их называют ученые, эталоны, были распределены по жребию среди государств, которые хотели иметь их у себя.

Четверть окружности земного шара по меридиану равна 10 тысячам километров.

В Советском Союзе два таких метра: № 11 и № 28. Один хранится в Академии наук СССР, другой — во Всесоюзном институте метрологии имени Менделеева в Ленинграде.

Для метров устроены особые помещения, где их хранят, оберегая от сырости, колебаний температуры, случайных толчков и прочих вредных влияний.

При первых работах по измерению Земли ученым не удавалось добиться желаемой точности.

Несмотря на все предосторожности, в их работу закрадывались мелкие  {83}  ошибки, они постепенно накапливались и в конце концов исказили результат. Если бы этих погрешностей не было, то метр стал бы на 0,21 миллиметра длиннее современного.

Вообще же измерение Земли было невозможно закончить без участия русских ученых. Только просторы нашей необъятной Родины позволяют охватить огромные дуги по нескольку тысяч километров длиной.

На просторах родной страны

В начале XVIII века люди знали только то, что Россия велика, а сказать, как она велика, — никто не мог. Версты на русской земле лежали не считанные, не мерянные, а географические карты, или, как говорилось тогда, «Чертежи Государства Русского», составлялись приблизительно, по рассказам и описаниям путешественников.

Первые экспедиции ученых для определения долготы и широты важнейших русских городов начались с 1727 года. Для этой дели Академия наук приглашала иностранных ученых, но пользы от них, как потом выяснилось, было не очень много. Однако проверять их работы в ту пору было некому, и иностранцы допускали — и по небрежности и по неумению — значительные ошибки. Например, некий Лакройер отодвинул Архангельск более чем на 200 километров в сторону и потом пытался доказать, что так и есть в действительности.

Русская наука стала получать надежные географические сведения лишь после того, как за дело взялись ученики и сподвижники великого русского ученого М. В. Ломоносова — геодезисты и астрономы Красильников, Иноходцев, Черный и многие другие.

Работа по измерению русской земли в те годы была тяжела и опасна.

Ученым приходилось возить с собой саженные телескопы и приборы для измерения углов в полчеловеческого роста. Более удобных и достаточно точных инструментов тогда не существовало.

По бездорожью, утопая в грязи или в сыпучем песке, по полям и дремучим лесам медленно тащились колымаги с измерительными приборами. Иногда ученых сопровождал небольшой конвой, так как случалось, что на экспедиции нападали разбойники.  {84} 

Первый директор Пулковской обсерватории академик В. Я. Струве.

Так, шаг за шагом, преодолевая многочисленные препятствия, русские ученые составляли карту нашей Родины.

С 1816 года геодезическими работами занялся профессор Дерптского университета и будущий директор Пулковской обсерватории, великий русский астроном Василий Яковлевич Струве.

Только что окончившаяся война 1812 года показала, что воевать без надежных карт чрезвычайно трудно; полагаться на проводников из Первый директор Пулковской местных жителей рискованно. Карты обсерватории академии нужны так же, как и оружие. Поэтому на астрономов возложили обязанность обучать офицеров топографии и начать большие работы по измерению Земли.

Василий Яковлевич Струве производил тригонометрическую съемку местности, двигаясь вдоль меридиана Дерптской обсерватории к северу. К югу от обсерватории в это же время шел другой геодезист — Теннер. Струве прошел всю Эстонию, Финляндию и остановился у государственной границы.

Академия наук просила шведских и норвежских ученых продолжить геодезические измерения дальше к северу. Русские астрономы выполнили все подготовительные работы для шведов, и измерение дуги меридиана было благополучно завершено у берегов Ледовитого океана.

В то же время Теннер закончил измерение южной части дуги и остановился на Дунае у стен Измаила. Образовалась огромная и точно вымеренная дуга меридиана, протяжением около трех тысяч километров. Вся эта работа потребовала почти сорокалетнего труда и вошла в историю под названием «дуги Струве». Дуга Струве послужила опорой при составлении точных карт и помогла определить истинные размеры и форму нашей планеты.

Работами В. Я. Струве было окончательно подтверждено, что градусы меридиана по мере продвижения к северу становятся длиннее. Разница между одним градусом у экватора и градусом возле полюса составляет более километра, точнее 1,13 километра.  {85} 

Градус возле экватора имеет 110,57 километра, а возле полюса — 111,70 километра.

Это неоспоримо доказывает, что земной шар слегка расширен у экватора и сплющен у полюсов.

В. Я. Струве во время своей поездки за границу указал иностранным ученым, что без совместных усилий астрономов разных стран и без участия русских ученых все попытки измерить Землю обречены на неудачу.

В это время русские геодезисты начали измерение земного шара по параллели. Измеряемая ими дуга начиналась у Астрахани и заканчивалась возле Кишинева. Когда эта работа была завершена, оказалось, что сомкнуть нашу дугу не с чем — в западноевропейских странах на этой параллели нет надежных измерений.

По просьбе иностранных ученых русские геодезисты снова начали измерение дуги по параллели и провели его от Орска до Бобруйска.

Важнейшая работа по определению долготы всех пунктов этой дуги, как на территории России, так и за границей, была возложена на русских ученых. В итоге совместных усилий была измерена большая дуга по 52-й параллели. Она начиналась в Уральских горах и тянулась до острова Валенсия у юго-западных берегов Ирландии.

Земной шар был измерен таким образом крест-накрест, — и по меридиану и по параллели. Однако одной этой работы было недостаточно. Геодезические измерения продолжались непрерывно.

В 1899 году началось измерение дуги меридиана на Шпицбергене. Шведскими учеными там уже были начаты геодезические работы, поэтому по первоначальному плану предполагалось, что русские астрономы будут работать под руководством шведов, которые лучше знали местные условия. Однако обстоятельства изменили этот план.

Шведская экспедиция отправилась к месту работ на обычном пароходе. Наши пошли на ледоколе. Экспедицию шведов затерло льдами, и они стали просить помощи.

Капитан ледокола согласился провести их пароход дальше к северу, но при условии, если они поделятся имеющимся у них запасом угля. Начальник шведской экспедиции отказался дать уголь и посоветовал нашим морякам и ученым спуститься на берег и самим нарубить себе угля, благо, угольные пласты на Шпицбергене выходят на поверхность земли.


 {86} 

Измерение базиса прибором Струве.


Делать было нечего. Команда ледокола и астрономы сошли на берег, отыскали выход каменноугольного пласта и принялись вручную кирками и ломами рубить уголь.

При испытании качества угля оказалось, что для топок ледокола он не годится. Тогда начальник русской экспедиции решил начать градусные измерения самостоятельно.

Так и было сделано. В результате русские ученые выполнили почти две трети всей работы, закончили измерение быстрее шведов и по точности измерения превзошли их.

Тогда же была составлена карта Шпицбергена, и всем открытым горным хребтам и вершинам присвоили имена русских астрономов и математиков. На карте Шпицбергена появились имена Бредихина, Лобачевского, Баклунда и многих других русских ученых.

Вначале предполагалось, что обе экспедиции, двигаясь навстречу друг другу, сойдутся на горе Ньютона. Астроном Васильев, которому было поручено поставить на этой горе вышку, решил изменить место встречи. Он нашел другую высокую горную вершину, еще не отмеченную на карте, назвал ее именем великого русского математика Чебышева и вышку поставил на ней. Встреча двух экспедиций, таким образом, произошла на горе Чебышева — на русской горе!

После Великой Октябрьской социалистической революции измерения русской земли приобрели грандиозный размах.  {87}  Недостатки и ошибки географических карт затрудняют разведку полезных ископаемых, мешают геологическим работам. Поэтому Советское правительство уделяет геодезии исключительно большое внимание. И в результате за тридцать лет Советской власти в этой области сделано неизмеримо больше, чем за предшествующие двести лет. По сути дела русская земля от края и до края была измерена только в советское время, так как геодезисты впервые прошли от западных границ СССР до берегов Тихого океана.

Эталон и его «заместители»

Геодезические работы советских ученых обычно начинаются в Ленинграде во Всесоюзном институте метрологии имени Менделеева, потому что в этом институте хранится образец для всех метров СССР — эталон международного метра №28.

Этот наш главный метр хранится в несгораемом шкафу — сейфе. Сейф стоит в бронированной комнате и заперт тремя замками на три ключа. Ключи от замков хранятся у трех ответственных лиц. Если нужно открыть сейф, то хранители ключей обязательно должны все вместе явиться к сейфу и втроем его открывать.

Каждый раз, когда открывают сейф, составляют протокол и записывают: кто, когда, по чьему приказанию и зачем доставал эталон метра. Иначе тревожить покой драгоценного эталона нельзя.

Платиново-иридиевый образцовый метр-недотрога покоится на красном бархате в деревянном футляре, а деревянный футляр спрятан в латунном цилиндре.

Беспокоить самый главный в СССР метр разрешено только в исключительных случаях, когда начинаются ответственные геодезические работы. Но, разумеется, этот метр в поле не увозят. Он остается в Институте метрологии, а свои «полномочия» передает «заместителю» — другому метровому жезлу, изготовленному из инвара. Инвар — это сплав, состоящий из 64,3% железа и 35,7% никеля. Он замечателен тем, что почти не расширяется от нагревания.

С соблюдением всех предосторожностей образец метра переносят из бронированной комнаты в лабораторию. Там его  {88}  укладывают рядом с инварным жезлом в бассейн с водой. Бассейн вделан в массивную металлическую тележку, и весит всё это сооружение 15 тонн.

Лаборант включает электрический ток, и небольшая крыльчатка начинает энергично перемешивать воду в бассейне. Вода бурлит, а четыре термометра позволяют следить, чтобы вода во всех уголках бассейна имела совершенно одинаковую температуру и оба метра также приобрели бы одинаковую температуру.

Над тележкой с бассейном расположена толстая стальная балка, к которой прикреплены микроскопы. Тележку с метрами пододвигают так, чтобы микроскопы оказались как раз над эталоном метра.

Турбину выключают и дают воде в бассейне успокоиться. Сотрудник лаборатории, не прикасаясь более к тележке, чтобы нечаянно не колыхнуть воду в бассейне или теплотой своего тела не повлиять на температуру метров, наводит микроскопы на штрихи, сделанные алмазом по концам эталона метра. Тончайшая паутинная нить в объективе микроскопа должна совпасть со штрихами на эталоне. Таким образом точную величину метра принимают на себя два микроскопа. Они хранят ее временно, так как играют роль посредников между главным метром и его инварным «заместителем».

Выполнив эту работу, сотрудник лаборатории, метролог, уже не может прикасаться к микроскопам. И если ему нужно заглянуть в микроскопы, то он держится за особые поручни, свисающие с потолка.

Тележку с метрами пододвигают так, чтобы под микроскопами оказался не эталон метра, а инварный «заместитель». По концам инварного жезла тоже сделаны алмазом штрихи, которые были нанесены по другим, менее точным образцам.

Держась за поручни, метролог смотрит, как совпадают паутинные нити микроскопов со штрихами на инварном жезле, и измеряет точнейшим образом самые небольшие отклонения штрихов от нитей. Эти едва заметные отклонения записываются как «ошибки» «заместителя» эталона и при дальнейшем его использовании при измерениях будут тщательно учитываться.

После выполнения этой работы эталон метра насухо вытирают, укладывают на красный бархат в футляры и относят обратно в бронированную комнату.

Инварного «заместителя» главного метра с соблюдением  {88}  всяческих предосторожностей везут в Москву в Институт инженеров геодезии, аэросъемки и картографии.

В этом институте есть большой зал, в котором на каменных столбах расставлены микроскопы. Между первыми четырьмя микроскопами расстояния равны одному метру, а между остальными — по три метра. Всего от первого до последнего микроскопа — 24 метра.

Инварный жезл, доставленный из Ленинграда, кладут под первую пару микроскопов и наводят их нити так, чтобы они совпали со штрихами на концах метра, привезенного из Ленинграда. Затем метр передвигают дальше и проверяют расстояние между вторым и третьим микроскопами. То же самое проделывают с третьим и четвертым микроскопами. В результате четыре микроскопа оказываются хранителями точной величины трехметрового расстояния.

Геодезисты берут инварный жезл трехметровой длины, укладывают его под микроскопы и проверяют, правильно ли нанесены на его концах штрихи.

Метр-ленинградец, выполнивший свою задачу, укладывают в футляр. Он больше не нужен, так как точную величину метра хранят микроскопы, а дальнейшая работа ведется с трехметровым жезлом. С его помощью проверяют всё двадцатичетырехметровое расстояние между первым и последним микроскопами.

Убедившись в безукоризненной точности установки крайних микроскопов, ученые прячут трехметровый жезл, — он тоже выполнил свою задачу. На сцену выступает проволока.

Проволока изготовлена из инвара и имеет толщину, примерно равную толщине спички, то есть 1,5–2 миллиметра. Эту проволоку растягивают под микроскопами, а концы ее перекидывают через ролики и подвешивают к ним десятикилограммовые гири. Гири удерживают проволоку в натянутом состоянии. На концах проволоки также нанесены деления, ограничивающие расстояние в 24 метра. С помощью микроскопов проверяют правильность штрихов.

Хотя для работы нужна только одна такая проволока, но обычно их изготовляют для контроля и про запас пять штук.

Точно вымеренные проволоки наматывают на барабаны и везут к месту геодезических работ — иной раз за несколько тысяч километров от Москвы.

Там на ровном месте, обычно вдоль прямого участка шоссе или железной дороги, через каждые 24 метра устанавливают  {90}  треноги. На первые две треноги укладывают измерительную проволоку и натягивают ее десятикилограммовыми гирями. К треногам приделаны приспособления, которые в полевых условиях заменяют микроскопы. С помощью этих приспособлений треноги устанавливают так, чтобы между ними было ровно 24 метра. Затем проволоку переносят на следующую пару треног. Так, постепенно «шагая» проволокой, вымеряют расстояние между всеми треногами, расставленными на протяжении 10–15 километров.

Эта работа называется измерением базиса, то есть той основной, или опорной, линии на местности, от которой начинаются геодезические измерения. Точность, с какой измеряют базис, должна быть чрезвычайно велика. В настоящее время ошибка при измерении базиса обычно не превышает одного миллиметра на километр.

Разумеется, всю Землю измерить с поморью треног и проволок совершенно невозможно: на пути встретятся овраги, реки, леса, горы. Там негде ставить треноги и натягивать проволоку. Да и времени на такую работу уйдет слишком много.

Дальнейшие измерения производят с помощью угломерных инструментов.

Местность, которую собираются измерять, мысленно разбивают на треугольники. В вершинах этих треугольников строят высокие деревянные или металлические вышки, а где возможно, то для экономии средств пользуются вместо вышек высокими зданиями или вершинами холмов.

Углы треугольников измеряют с помощью геодезических приборов, а высоты и стороны треугольников вычисляют с помощью тех правил, которые дает на этот случай тригонометрия. Таким образом, измеряя треугольник за треугольником, геодезисты подвигаются вдоль меридиана или по параллели. При измерении дуги Струве в 2 800 километров длиной было измерено 258 треугольников.

Успехи советских ученых

Советские геодезисты, измеряя Землю, прошли по территории Советского Союза от Орши до Хабаровска и по меридиану от Мурманска до Джанкоя, в Крыму. Таким образом, наша страна была измерена от своих западных границ до  {91} 

Расстояние от Земли до Луны, равно 30 земным поперечникам.

берегов Тихого океана и от Баренцова моря до Черного. Кроме того, в разных местах СССР к 1950 году было измерено еще тринадцать дуг, из которых каждая была более тысячи километров.

Ни в одной стране никогда не производились геодезические работы с таким размахом, точностью и скоростью. Измерения, предпринятые советскими учеными, позволили вывести наиболее точные размеры земного шара и определить его форму.

Если верить прежним исследованиям размеров Земли, которые были выполнены американскими учеными в 1909 году, то Владивосток оказывался городом, парящим в облаках. Эта нелепость получилась потому, что американцы ошиблись и преувеличили размеры земного шара.

Советские ученые Ф. Н. Красовский, А. А. Изотов и М. С. Молоденский, возглавлявшие все работы по измерению Земли, вывели наиболее точные размеры нашей планеты.

Ее экваториальный радиус равен 6 378 245 метрам, а полярный радиус равен 6 356 863 метрам, то есть он на 21 382 метра короче экваториального радиуса. Это значит, что жители полярных стран находятся километров на 20 ближе к центру Земли, чем жители стран экваториальных.

Экватор земного шара имеет форму не окружности, а эллипса. Большая полуось этого эллипса примерно на 200 метров длиннее малой полуоси. Расстояние от поверхности Европы до центра Земли на 200 метров короче расстояния от поверхности Азии до центра Земли.

Следовательно, земной шар — не шар!

Наша планета обладает весьма своеобразной формой, она немного сжата у полюсов и чуть-чуть сжата «с боков». Тело такой формы близко подходит к так называемому трехосному эллипсоиду, то есть эллипсоиду, у которого все три оси неодинаковой длины.

Теперь, зная, сколько километров в земном поперечнике, можно взять карандаш и с помощью самого простого умножения узнать, сколько километров до Луны.  {92} 

Средний поперечник Земли равен 12 735 километрам. Умножим это число на 30 и получим расстояние до Луны. Оно будет равно 382 000 километрам. Но следует еще учесть, что в промежутке между Землей и Луной уляжется не ровно 30 земных шаров, а чуть больше.

Учтя эту небольшую разницу, получим истинное расстояние до Луны. Оно равно в среднем 384 395 километрам.

Нетрудно также высчитать и поперечник Луны. Он равен 3 480 километрам.

Ловля лунного «зайчика»

В самые последние годы ученые нашли новый способ измерять межпланетное пространство. На службу астрономии призвана могущественная радиотехника.

Способ измерения расстояний при помощи радио разработали два советских академика, Л. И. Мандельштам и Н. Д. Папалекси, а осуществили этот способ на практике член-корреспондент Академии наук СССР Д. А. Рожанский и профессор Ю. Б. Кобзарев. Радиолокация была изобретена ими в 1932 году, а в 1938 году первые радиодальномеры были установлены на советских кораблях, плававших в Арктике.

За годы Великой Отечественной войны радиодальномеры были значительно усовершенствованы и стали называться радиолокационными станциями, или радиолокаторами.

В отличие от обыкновенной радиостанции, радиолокатор излучает радиоволны не во все стороны, а одним весьма узким пучком лучей, который можно направлять по желанию в любую сторону. Этим радиолокатор похож на прожектор. Только прожектор светит непрерывно, а радиолокатор посылает свой радиолуч отдельными отрывистыми и короткими порциями.

Наткнувшись на какое-либо препятствие: самолет, корабль или скалу — всё равно, — сигналы радиолокатора отражаются наподобие эхо или «зайчика» от зеркала. Отразившись, они летят назад.

Приемник локатора улавливает «радио-эхо», и на экране приемника вспыхивает зеленый светящийся значок. По шкале на экране радист может с большой точностью определить расстояние до препятствия, на которое наткнулся радиолуч.  {93} 

Этот радиолокационный способ измерения был испробован для измерения расстояния до Луны.

Вечером 10 января 1946 года, когда взошла Луна, антенну радиолокатора навели на Луну и послали на нее несколько сигналов. Впервые в истории науки человеческий гений произвел разведку межпланетного пространства не взглядом и мыслью, не с помощью световых лучей, прилетевших на Землю извне, а сигналом, отправленным с Земли, сигналом, посланным прибором, изготовленным для этой цели.

Радиосигналы прорвались сквозь верхние слои атмосферы, достигли поверхности Луны, отразились от нее и полетели обратно. Приемник радиолокатора уловил «зайчика», отраженного Луной. На экране вспыхнул зеленоватый значок. Репродуктор издал звук, а хронометры засекли время, которое потратил сигнал на путешествие до Луны и обратно.

Так состоялся первый «разговор» с Луной.

Осада недоступного расстояния

Определить расстояние до Солнца было гораздо труднее, чем до Луны: ведь Солнце находится гораздо дальше от нас, чем Луна. Поперечник земного шара ничтожен по сравнению с расстоянием до Солнца, и если мысленно посмотреть с Солнца на Землю, то угол зрения получается настолько маленьким, что с трудом поддается измерению.

Но это препятствие преодолимо. Если крепость не удается взять приступом, то можно применить хитрость.

Еще со времен Коперника и Кеплера было известно, что Венера в полтора раза ближе к Солнцу, чем Земля, а Марс во столько же раз дальше ее. Это вытекало из соотношений времен обращения указанных планет вокруг Солнца. Одним словом, план солнечной системы имелся, но у этого плана не было масштаба.

Чтобы найти масштаб, необязательно измерять расстояние между Солнцем и Землей: достаточно измерить расстояние до любой из планет, и, как только узнаем, сколько километров между орбитами Марса и Земли или Земли и Венеры, все остальные расстояния уже не трудно вычислить.

Для первого опыта астрономы выбрали планету Марс и наблюдали ее из двух удаленных друг от друга пунктов, то


 {94} 

Земля и ближайшие планеты в их движении вокруг Солнца.


есть повторяли тот же прием, каким было измерено расстояние до Луны.

Они вообразили себя сидящими на Марсе и измерили, под каким углом им виден земной шар, а затем с помощью числа «пятьдесят семь» высчитали, сколько километров до Марса.

Дальнейшее уже было просто. Марс дальше Земли в полтора раза, точнее в 1,524 раза. В то время, когда ученые производили свои наблюдения, расстояние от Земли до Марса было вдвое меньше, чем расстояние от Земли до Солнца. До Марса оказалось тогда около семидесяти миллионов километров. До Солнца, следовательно, 140 миллионов километров. Это было большим успехом науки, потому что тогда считали, что Солнце раз в двадцать ближе к нам, чем дали первые измерения.

Надежен полученный результат или нет — сказать было  {95} 

Пунктирные линии показывают прохождение Венеры по диску Солнца, наблюдаемое в различных широтах.

трудно. Вся беда в том, что при измерении маленьких углов ошибки получаются такие же, как и при измерении больших. Но ошибка, нечувствительная для большого угла, очень ощутима для маленького. Она может самым коварным образом удвоить его величину, а это в расчетах астрономов тоже вдвое исказит результаты: расстояние до Солнца окажется в два раза больше или меньше истинного. Поэтому ученые стали искать способ, чтобы проверить результаты первой попытки, и решили воспользоваться Венерой, которая должна послужить вспомогательным пунктом в пространстве. Это обещало дать большую точность измерений, так как Венера находится между нами и Солнцем и время от времени, в виде маленького черного кружка, проходит по его сверкающему диску.

Был разработан план предстоящих измерений.

Как только черный кружок Венеры коснется края солнечного диска, наблюдатели, расставленные в разных местах земного шара, должны заметить точное время. Затем, когда Венера будет покидать солнечный диск, измерение следует повторить. В одних местах земного шара наблюдатели увидят это явление чуть раньше, в других позже. Замеченная разница во времени позволит вывести все необходимые данные для вычисления расстояния до Венеры. Удобство такого способа заключается в том, что не приходится измерять углы. Измерение углов будет заменено отсчетом времени, а доли секунд ученые надеялись отмерить гораздо точнее, чем углы, и результат рассчитывали получить более надежный.

На помощь призвана Венера

Все астрономы с нетерпением ждали 26 мая 1761 года, когда Венера пройдет по диску Солнца.

Это событие происходит крайне редко. После 1761 года оно должно было повториться спустя восемь лет, а затем пришлось бы ждать его еще сто пять лет.  {96} 

Понятно, что астрономы постарались подготовиться как можно тщательнее, и, надо сказать, в успехе никто не сомневался. Все были полны самыми радужными надеждами. Прохождение Венеры по диску Солнца — явление, видимое вполне отчетливо. Его можно наблюдать просто через закопченное стекло, без телескопа. Тогда казалось, что никаких трудностей астрономы встретить не могут, не повезет в 1761 году, так уж в 1769 году обязательно добьются победы и узнают более точные размеры солнечной системы.

К сожалению астрономов, в европейских странах прохождение Венеры по диску Солнца было или вовсе невидимо, или начиналось вскоре после восхода Солнца. В Петербурге, например, это явление ожидалось в 4 часа утра, то есть примерно через час после восхода.

Ранним утром наблюдения неудобны: Солнце стоит низко над горизонтом. Преломление солнечных лучей в атмосфере Земли в утренние часы велико, оно очень сильно искажает форму солнечного диска, и точные измерения невозможны. Поэтому в Петербурге особых приготовлений для наблюдения Венеры не делали, а решили отправить две экспедиции в Сибирь.

Как обычно, в те годы перед каждым серьезным научным предприятием среди академиков происходили стычки. Ученые, приглашенные из-за границы, старались оттеснить русских от участия в наиболее важных работах.

Защищая интересы русской науки, М. В. Ломоносов обрушивался на иностранцев. «Я к сему себя посвятил, чтоб до гроба моего с неприятелями наук российских бороться», — написал однажды Ломоносов, вернувшись с очередного и, как всегда, бурного заседания академии.

По настоянию Ломоносова Сенат издал указ и изъял наблюдение Венеры из ведения академика Эпинуса, пренебрежительно относившегося к русским ученым. Эта работа была поручена двум русским астрономам — А. Д. Красильникову и Н. Г. Курганову.

Экспедиции же возглавили: Иркутскую — академик Н. И. Петров, Селенгинскую — академик С. Я. Румовский. Местным властям было приказано оказывать ученым всяческое содействие. И в Иркутске, например, полиция в порыве служебного рвения запретила в день «явления Венеры» всем жителям топить печи, дабы дым не застилал небо и не мешал астрономам наблюдать.  {97} 

Несмотря на все тщательные приготовления, погода обманула ученых. Густая облачность скрыла Солнце. Обе экспедиции вернулись ни с чем.

Экспедиции западноевропейских ученых, которым посчастливилось наблюдать долгожданное явление, также не могли похвастать удачей.

Появление «черной капли»

Действительность приготовила ученым неприятные сюрпризы: им встретились неожиданные световые — оптические западни и ловушки. Оказалось, одно дело — смотреть, другое — измерять.

Астрономы видели, как черный кружок Венеры постепенно приближается к краю Солнца. Вот он подвигается, еще мгновение, и он соприкоснется с Солнцем. В этот момент надо заметить точное время, но... край солнечного диска вдруг становится неясным, расплывчатым. Ломоносов, наблюдавший


 

Так ожидали.

 

Так получилось.


это явление у себя дома, сначала подумал, что у него просто устали глаза, но потом понял в чем дело: то была не усталость глаз, а преломление и поглощение солнечных лучей в атмосфере Венеры.

Это преломление не позволило уловить момент соприкосновения дисков Солнца и Венеры. Время приходилось замечать почти наугад.

Но не всё еще потеряно, — думали астрономы, — сейчас черный кружок Венеры полностью надвинется на Солнце, и можно будет заметить точное время, когда Венера оторвется от внутреннего края солнечного диска.

Но, увы!

Черный кружок Венеры внезапно изменил свою форму. На нем возник выступ вроде капли. Эта капля, вытянувшись,


 {98} 

Доказательства существования атмосферы на Венере: удлинение рогов Венеры и наличие светлого ободка, окаймляющего темный диск планеты в тот момент, когда он надвигается на диск Солнца. Оба явления объясняются преломлением солнечных лучей в атмосфере Венеры.


словно прилипла к краю солнечного диска, а когда она оторвалась, черный кружок Венеры сразу оказался уже на некотором расстоянии от края Солнца. Понять, когда же диск Венеры целиком надвинулся на Солнце, было нельзя. Точное время заметить не удалось.

Но это ничего, — опять подумали астрономы, — может быть, удастся проследить, когда Венера коснется другого края солнечного диска. Но и тут их ожидала неприятность. Приближаясь к краю Солнца, черный кружок Венеры опять вытянулся грушей. Непрошенная гостья — черная капля растеклась по краю солнечного диска. Произошло не соприкосновение, а слияние, это не позволило заметить время, и на точность измерений рассчитывать не приходилось.

В Петербурге же утро 26 мая выдалось на редкость ясное, тихое. Видимость была прекрасной. Прохождение Венеры можно было наблюдать во всех подробностях.

Ломоносов, не предполагавший заниматься измерениями, наблюдал его у себя дома.

Он тоже заметил, что при вступлении планеты на солнечный диск край его сделался неясным.

«А прежде был весьма чист и везде ровен; однако, не усмотрев никакой черноты и думая, что усталой глаз тому помрачению причиною, отстал от трубы», — записывал в дневнике Ломоносов.  {99} 

Когда Венера почти вплотную приблизилась к другому краю солнечного диска, «появился на краю Солнца пупырь, который тем явственнее учинился, чем ближе Венера к выступлению проходила. Вскоре оный пупырь потерялся, и Венера показалась вдруг без края. Полное выхождение, или последнее прикосновение Венеры заднего края к Солнцу при самом выходе, было также с некоторым отрывом и с неясностью солнечного края».

Сотни астрономов видели то же самое, многие даже упоминали об этом в своих описаниях, но никто не сделал вывода из замеченных явлений, никто не понял, чем они вызваны. Ломоносов же писал: «По сим примечаниям господин советник Ломоносов рассуждает, что планета Венера окружена знатной воздушной атмосферой, таковою (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного».

Так М. В. Ломоносовым было открыто существование атмосферы Венеры — единственное ценное научное открытие, которое было сделано при прохождении Венерой диска Солнца в 1761 году.

Труды всех остальных ученых по сути дела пошли насмарку.

Английские астрономы определили расстояние до Солнца в 155,6 миллиона километров, а французские — в 120,6 миллиона километров. Разница была столь велика, что ученые чувствовали себя обескураженными. Результаты наблюдений пришлось признать негодными и ждать следующего прохождения Венеры, которое должно было произойти в 1769 году.

Наблюдения за этим прохождением были организованы Академией наук весьма тщательно и широко. Подготовкой экспедиций, вместо умершего в 1765 году Ломоносова, руководил его друг, русский академик Леонард Эйлер. Астрономы поехали в самые различные пункты — в Астрахань, Гурьев, Колу, Оренбург, Орск, Эмбу, Уральск, Якутск. Каждая экспедиция была снабжена подробной инструкцией, в которой вплоть до мелочей предусматривались действия каждого наблюдателя.

На этот раз погода благоприятствовала астрономам. Были сделаны ценные наблюдения.

Весь полученный материал собрал и обработал академик С. Я. Румовский. Он нашел, что расстояние до Солнца равно 151,6 миллиона километров.

Наблюдения западноевропейских ученых обрабатывал


 {100} 

Прошлые и будущие прохождения Венеры по диску Солнца.


астроном Энке. По его вычислениям, расстояние до Солнца составляло почти 153 миллиона километров. Некоторые астрономы доказывали большую точность вычислений Румовского, но, в силу господствовавшего пренебрежения к русской науке, были признаны заведомо ошибочные данные Энке. Однако ошибка вскоре была разоблачена, но, чтобы исправить ее, волей-неволей приходилось ждать сто пять лет.

К следующему прохождению астрономы стали готовиться за много лет и еще тщательнее, чем первые два раза. Они знали, какие трудности их ожидают. В обсерваториях созывались совещания, создавались комиссии. Проделывали разнообразнейшие опыты. В некоторых обсерваториях приготовили искусственный яркосветящийся диск Солнца, по которому проходила картонная Венера. На этом приборе упражнялись  {101}  наблюдатели, стараясь добиться непогрешимой точности измерений.

Так как к этому времени была изобретена фотография, то ученые строили фотографические телескопы, надеясь с помощью фотоснимков избежать многих трудностей.

Наука выступала во всеоружии.

Пулковская обсерватория снарядила три больших экспедиции. Одна из них, вооруженная фотографическими аппаратами, проехала в гавань Посьет на берегу Японского моря. Вторая разместилась в поселке Камень Рыболова на озере Ханка, а третья отправилась во Владивосток.

Кроме того, были выставлены наблюдательные пункты с небольшими инструментами. Русские астрономы находились на острове Ашур-Адек в Каспийском море, в городе Эривани и в Фивах, в Египте.

Места, наиболее удобные для наблюдения прохождения Венеры по диску Солнца, лежали главным образом в области Тихого океана. Многие экспедиции выезжали на место работы за год до начала наблюдений.

Несколько экспедиций разместилось в южной части Океании на скалистых и необитаемых островах св. Павла и Кембелла.

Три экспедиции отправились на острова Отчаяния. Они запасли продовольствие на целый год и жили там, как робинзоны.

В России работало двадцать шесть экспедиций, в которых приняли участие русские и иностранные ученые.

Всего же на земном шаре было выставлено восемьдесят наблюдательных постов.

Благодаря принятым мерам «черная капля» не очень мешала наблюдениям, пожалуй, большие помехи причинила атмосфера Венеры: ее яркий, освещенный Солнцем ободок вокруг черного диска планеты не позволял с желаемой точностью уловить момент соприкосновения диска.

Несмотря на огромные успехи, сделанные наукой, астрономы признали, что и это сражение за Солнце они проиграли. Возможная ошибка равнялась двум с половиной миллионам километров. Она была слишком велика.

После этого астрономы много раз и самыми различными способами измеряли расстояние до Солнца. Они придирчиво проверяли каждую работу и старались добиться наибольшей точности. Ведь расстояние до Солнца — это основная мера,  {102}  которой измеряют межпланетное пространство. Это астрономический километр — единица всех расстояний между небесными светилами.

Астрономам помогает Эрос

В начале этого столетия ученым представился еще один удобный случай узнать размеры земной орбиты.

14 августа 1898 года была открыта малая планета — астероид, названный Эросом.

Эта малютка имеет в поперечнике всего лишь 25 километров. По величине она не заслуживает внимания. Но астрономы учинили за Эросом настоящую охоту.

Дело в том, что Эрос иногда подходит очень близко к Земле, всего лишь на 22 миллиона 270 тысяч километров. А поэтому Эрос может послужить той опорной точкой в пространстве, которая так необходима для измерения расстояния до Солнца.

В 1901 году Эрос приблизился на 47 миллионов километров. Ради него все обсерватории заказали для себя одинаковые фотографические телескопы, чтобы получить сравнимые результаты. Пятьдесят восемь обсерваторий наводили на соседа-малютку свои инструменты.

О нем говорили, писали в газетах. Астрономы забыли сон, проводя ночи у телескопов. Малютку фотографировали при каждом удобном случае.

Пулковский астроном Костинский сделал двадцать снимков Эроса и произвел самые точные их измерения. Его работа была отправлена в Париж и в Кембридж. Там ее включили в коллективный труд астрономов всего мира.

В 1930–1931 годах Эрос опять приблизился к Земле. На этот раз нас разделяло расстояние всего лишь в 26 миллионов километров. Большинство обсерваторий земного шара приняли участие в наблюдениях Эроса. Результаты всех этих наблюдений Эроса позволили еще более уточнить расстояние до Солнца.

На международном астрономическом конгрессе подвели итоги подсчетам за двести шестьдесят лет и установили, что среднее расстояние от Земли до Солнца равно 149 674 000 километрам, с вероятной ошибкой в ту или иную сторону на 17 000 километров.  {103} 

Простые числа!

Но сколько труда вложили ученые для того, чтобы добыть их!

Начало битвы за звезды

Мечта величественная и дерзкая владела умами многих астрономов, живших после Коперника: бросить лот в глубины Вселенной, достать хотя бы до одной какой-нибудь звезды, промерить дали, окружающие нас! Что может быть смелее и грандиознее такого замысла?

Триста лет трудились ученые многих стран ради достижения этой цели. Порой казалось, что она уже близка, вот-вот еще немного, еще одно усилие — ив итоге математических выкладок появится число, отвечающее на вопрос: сколько километров до звезд?

Тысячи раз это делали ученые, и тысячи раз обнаруживалась ошибка; на миг блеснувшая победа таяла, превращаясь в мираж.

Коперник был первым ученым, который понял, что можно измерить расстояние от Земли до звезд. Он даже пытался выполнить такое измерение, но его самодельный измерительный прибор был слишком примитивен и груб для точной работы. Он состоял всего лишь из нескольких деревянных линеек, соединенных простым шарниром, а деления на линейках были нанесены обыкновенными чернилами. С подобным инструментом нельзя было и мечтать об измерении межзвездных расстояний.

Пытался промерить межзвездное пространство и великий Галилей. Последние дни своей жизни Галилей провел на даче Арчетри, близ Флоренции. При нем находился его ученик Вивиани.

Звездной ночью Вивиани выносил телескоп на балкон и начинал наблюдения.

Сам Галилей наблюдать тогда не мог, так как к этому времени он ослеп.

Самодельный телескоп Галилея был слишком неточным и слабым инструментом, чтобы уловить в положениях звезд чуть заметные смещения.

Галилей умер, не дождавшись исполнения своего последнего желания.


 {104} 

Параллакс оставался неуловимым.



 {105} 

Разницу в углах наклона телескопа заметить не удавалось.

Способ, которым хотели промерить расстояние до звезд Коперник и другие астрономы, по мысли необычайно прост. При самом первоначальном знакомстве с геометрией школьники седьмого класса решают задачу на построение: «Построить треугольник по основанию и прилежащим углам». Это одна из наиболее простых и легких задач. Именно по ее образцу астрономы собирались построить треугольник, который помог бы измерить расстояние от Земли до звезд.

За основание треугольника ученые приняли поперечник земной орбиты. Углы при основании они хотели определить, измерив наклон телескопа к отвесной линии, то есть навести инструмент на звезду и точно измерить его наклон. Затем подождать полгода, за это время земной шар перенесет астронома на другую сторону орбиты, — тогда опять навести телескоп на звезду, заметить угол наклона инструмента.

Имея два угла треугольника, вычислить высоту треугольника и найти третий угол — дело, доступное любому школьнику.

Зная основание треугольника и два угла при основании, можно построить весь треугольник.

Угол треугольника, вершиной которого служит звезда, а основанием — радиус земной орбиты, называется параллаксом этой звезды.

Но беда оказалась в том, что разница в углах наклона телескопа не поддавалась измерению: она была неуловимо мала, и оба угла при основании получались прямыми. Это в лучшем случае, а в худшем они оказывались... тупыми. Так или иначе получался треугольник, у которого не было третьего угла. Невероятное происшествие в геометрии — двуугольный треугольник! Нелепость была очевидной, и по этому поводу противники учения Коперника торжествующе указывали: никакой нелепости нет просто Земля неподвижна и не обходит вокруг Солнца по орбите. Когда астрономы воображают,  {106}  что Земля перенесла их на другую сторону орбиты, на самом деле они никуда с места не двинулись. Отсутствие параллакса доказывает ложность учения Коперника.

Действительность опровергла эти измышления противников науки.

Недоступный угол треугольника, вершиной которого служит звезда, а основанием — половина поперечника земной орбиты, то есть ее радиус, астрономы называют параллаксом звезды, и этот-то параллакс был неуловим, потому что расстояния до звезд невообразимо велики, а параллакс, следовательно, слишком мал.

Один из противников Коперника, Тихо Браге, промучившись с параллаксом несколько лет, бросил работу, заявив, что до звезд по меньшей мере в три тысячи раза дальше, чем до Солнца, а Земля никуда не движется.

Измерение параллаксов звезд потребовало огромных трудов. Астрономы составляли подробные звездные каталоги, производили тысячи наблюдений, изобретали новые приборы, изучали ошибки своих инструментов, тратили на работу годы — и всё было напрасно. Это была битва за точность, в которой астрономы несли тяжелые поражения.

У некоторых астрономов вся жизнь прошла в поисках параллакса. Более счастливые случайно открывали другие явления, которые отчасти вознаграждали их за бесплодность основной работы.

Поиски неуловимого параллакса

Зимой 1725 года английский астроном Джемс Брадлей решил добиться успеха во что бы то ни стало. Один из его предшественников, Роберт Гук, казалось, был близок к цели. Он даже объявил о своем открытии. Но, увы, тщательно проверив его работу, астрономы убедились, что Гук стал жертвой погрешности.  {107} 

Брадлей учел все ошибки, погубившие измерения Гука, и принял меры предосторожности.

Для наблюдений он взял ту же звезду, какую наблюдал Гук, — гамму Дракона.

Эта звезда, по его мнению, была наиболее удобна. Она находилась в зените, то есть прямо над головой, а в этом случае ошибки, возникающие вследствие преломления лучей в земной атмосфере, являются самыми маленькими; их можно было предусмотреть и учесть.


Наблюдение, которое привело к открытию аберрации света.


Для измерения параллакса Брадлей соорудил особый инструмент, намертво закрепленный в стене здания. Он хотел, чтобы его телескоп в течение всего времени наблюдений сохранял полную неподвижность. Очевидно, в этом случае измерять угол наклона телескопа незачем, но зато звезда в течение года будет изменять свое положение в поле зрения инструмента.

Брадлей надеялся, что эти перемены в положении звезды удастся заметить, если производить наблюдения через каждые две-три недели. Звезда будет проходить через меридиан инструмента не в том месте, где она пересекала его в день первого наблюдения.

Если отмечать в течение года перемены в положении звезды, получится, что звезда опишет в поле зрения телескопа  {108}  небольшой эллипс. Величина этого эллипса, очевидно, зависит от расстояния до звезды. Если звезда находится сравнительно недалеко от Земли, то эллипс получится побольше, а если расстояние до нее велико, то поменьше.

14 декабря 1725 года Брадлей произвел первое наблюдение над гаммой Дракона. Затем он подождал две недели.

28 декабря 1725 года он снова подошел к телескопу. Гамма Дракона появилась в поле зрения, но атмосфера в ту ночь была неспокойна. Смещение имелось, но очень маленькое. Брадлей не мог увериться в правильности того, что видел, и решил подождать еще несколько дней.

Ночь на 1 января 1726 года выдалась спокойная и темная. Брадлей произвел решающее наблюдение и отошел от инструмента в полном недоумении. Звезда действительно прошла стороной, ее смещение было несомненным. Ученый видел это совершенно отчетливо, но звезда передвинулась не в ту сторону, в какую он предполагал. Это был не параллакс, а что-то другое и непонятное.

Брадлей стал изучать случайно открытое явление, стараясь разгадать его причину. Через определенные промежутки времени в течение целого года он повторял наблюдения.

Брадлей догадался, кроме гаммы Дракона, понаблюдать еще несколько звезд и, к своему удивлению, обнаружил, что все они, не только более яркие, но, и даже очень слабые и, по всей вероятности, далекие звезды описывают в течение года одинаковые эллипсы. Это было Чрезвычайно важное наблюдение. Оно доказывало, что замеченное смещение звезд не может быть параллактическим. Параллакс у звезд должен быть различным — у ближних побольше, у дальних поменьше.

Неудача, принесшая славу

Два года потратил Брадлей на исследование замеченного явления.

И в конце концов понял.

Пока звездный луч летит внутри телескопа от объектива к окуляру, телескоп, увлекаемый движением Земли по орбите, успевает за это время чуть-чуть переместиться в пространстве. Но ведь телескоп не может унести с собой световой луч, тот движется внутри инструмента сам по себе, и, пролетев сквозь  {109}  центр объектива, он уже не может попасть в центр окуляра. Пока луч летел внутри трубы, — труба подвинулась, и луч света поневоле «промахнулся». Можно даже подсчитать, насколько именно он «промахнулся».

Допустим, что наш телескоп имеет в длину 3 метра. Свет движется со скоростью в 300 тысяч километров в секунду, следовательно, трехметровое расстояние он пролетит за одну стомиллионную долю секунды. Одна стомиллионная доля секунды — величина, конечно, очень маленькая, но всё же ощутимая. Земной шар движется по орбите вокруг Солнца, пролетая 30 километров, или 30 000 000 миллиметров, в секунду, За одну стомиллионную долю секунды он подвинется в сторону на три десятых миллиметра.

Вот на эти-то три десятых доли миллиметра и «ошибается» световой луч, а астроному, наблюдавшему звезду в телескоп, кажется, что звезда сместилась в сторону. А звезда-то ни при чем: это следствие движения Земли по орбите.

Когда земной шар движется по орбите от зимы к лету, луч отклоняется в ту сторону, куда движется Земля, потом Земля, обходя вокруг Солнца, поворачивает обратно, и луч отклоняется в другую сторону.

В начале 1729 года Джемс Брадлей сделал в Королевском обществе доклад о своем открытии. Найденное им явление получило название аберрации света (слово «аберрация» означает: «заблуждение» или «отклонение»).

Брадлей не прекращал своих исследований. Теперь перед ним стояла задача исключительной сложности. Ведь параллактическое смещение в течение года заставляет звезду описать в небе небольшой эллипс. И аберрация делает то же самое. Два эллипса накладываются друг на друга, и астроному кажется, что звезда описывает один эллипс Надо точно измерить кажущееся круговое движение звезды и вычесть аберрационное смещение, чтобы в остатке получилось смещение параллактическое. Предстояла сложнейшая «хирургическая» операция, выполняемая математическим способом.

После нескольких лет, отданных наблюдениям, измерениям и вычислениям, Брадлей убедился, что в клубке, который он распутывает, есть чуть заметное, еле уловимое движение, и оно действительно похоже на параллактическое. Ему тогда показалось, что он близок к цели. Ученый продолжал исследования.

После двадцати лет напряженной работы астроном убедился,  {110}  что ему опять попалось что-то иное, на параллакс не похожее.

Звезды смещаются и снова возвращаются на старое место через правильные, девятнадцатилетние сроки.

Девятнадцать лет! Ведь это же срок, через который повторяются затмения!

И Брадлей понял. Лунное притяжение заставляет земной шар колебаться. Земля чуть раскачивается. Поэтому полюс мира слегка меняет свое место среди звезд. Покачивание земной оси и вызывает кажущееся смещение звезд.

Это движение Земли получило название нутации, оно является следствием колебания земной оси под влиянием тяготения Луны.

13 июля 1762 года Брадлей умер, оставив, в наследство следующим поколениям ученых наполовину распутанный клубок кажущихся движений звезд.

Ошибка Виллиама Гершеля

После Брадлея многие астрономы пытались найти неуловимый параллакс, но каждый понимал, что измерит его только тот, кто превзойдет Брадлея в тщательности работы и точности измерений.

В 1775 году задумал добиться цели астроном Виллиам Гершель. Он рассчитывал на мощь своих самодельных инструментов и собирался применить новый способ — своеобразную хитрость, которую рекомендовал в свое время Галилей. Вот в чем она заключается.

Качаясь на качелях, посмотрите на какое-либо дерево, растущее поблизости, и вы увидите, что его вершина как будто бы раскачивается вместе с вами, она движется на фоне облаков то вперед, то назад. Зная размах качелей и измерив величину кажущегося перемещения вершины дерева по отношению к более далеким облакам, можно путем вычислений определить расстояние от глаза наблюдателя до вершины дерева.

Гершель задумал воспользоваться подобным приемом. Он стал осматривать небо и выбирать две звезды, расположенные друг возле друга, чтобы измерить угловое расстояние между ними самым точным образом. Затем он намеревался подо-


 {111} 

Измерение параллакса по способу Галилея. При первом наблюдении астроному кажется, что звезда 3 находится возле звезды 1, через полгода звезда 3 смещается ближе к звезде 2. По величине этого смещения можно определить расстояние от Земли до звезды 3.


ждать полгода, когда земной шар уйдет на другую сторон) орбиты, и тогда опять измерить угловое расстояние между звездами.

Гершель полагал, что звездные пары только кажутся близкими, а в пространстве они находятся на разных расстояниях от нас. Та, что ближе к нам, будет исполнять роль вершины дерева в нашем примере, а дальняя послужит облаком на небе.

Наблюдая с противоположных сторон орбиты, всё равно, как бы с раскачивающихся качелей, Гершель рассчитывал увидеть, как ближняя звезда будет передвигаться из стороны в сторону, то приближаясь, то удаляясь от своей соседки. Такие передвижки звезды позволят судить, насколько одна звезда ближе, чем другая.

«Я решил, — писал В. Гершель в своем дневнике, — исследовать каждую звезду в небе как можно тщательнее, употребляя самые сильные увеличения инструмента. Я имел в  {112}  виду собрать весь этот материал для того, чтобы из него выбрать и окончательно остановиться на звездах, наиболее пригодных для моей конечной цели».

Несколько лет В. Гершель «подметал» небо, выискивая парные звезды. Плоды этой работы были представлены Королевскому обществу в виде каталога двойных звезд. Он содержал описания и измерения расстояний между 269 парами звезд. Потом Гершель составил добавочный список из 434 двойных звезд. Их количество увеличивалось с каждым днем наблюдений, но ученый не замечал, чтобы какая-либо звезда изменяла свое положение на небе — приближалась или отодвигалась от своей соседки.

Другие астрономы говорили по этому поводу, что двойных звезд становится подозрительно много. Это заставляет думать, что двойные звезды не только кажутся близкими. В большинстве случаев они действительно близки, они действительно двойные и неразрывно связаны между собой взаимным притяжением так же, как Земля и Луна.

Гершель сам начинал понимать, что и он нашел не то, что искал.

Двадцать лет трудился Гершель, наблюдая двойные звезды. Он убедился, что это явление не кажущееся, а истинное: такие светила существуют в действительности.

Открытие двойных звезд причинило Гершелю огорчение. Ведь, разумеется, досадно, когда двадцать лет ищешь одно, а попадается совсем другое, пусть даже самое замечательное.

Итак, поиски параллакса привели к открытиям: аберрации света и нутации земной оси, существования двойных и кратных звезд. Вопрос же, сколько километров до звезд, остался без ответа. Перед этой задачей отступили все представители западноевропейской науки.




 {113} 


ГЛАВА ТРЕТЬЯ

ОСАДА НЕБА

Великий русский астроном

В биографиях нескольких астрономов прошлых веков есть одна любопытная особенность: почти все они в школьные и студенческие годы даже и не помышляли о том, чтобы стать астрономами. Ф. А. Бредихин собирался стать морским офицером, А. А. Белопольский — инженером, изобретателем, Виллиам Гершель — музыкантом, его сын Джон — юристом и так далее.

Великий русский астроном Василий Яковлевич Струве тоже выбрал для себя весьма далекую от астрономии специальность: он увлекался языкознанием.

Его старший брат был филологом, и именно его рассказы об этой науке заинтересовали юного Струве. Поэтому, поступая в университет, он без колебаний и сомнений подал прошение на филологический факультет. Если бы кто-нибудь сказал ему тогда, что он совершает ошибку и впоследствии будет вынужден изменить свое решение, — Струве ни за что бы не поверил.

В городе Тарту, где учился В. Я. Струве, кроме небольшой обсерватории при университете, была еще обсерватория, принадлежавшая одному из местных астрономов-любителей. Однажды Струве зашел в гости к этому любителю, и тот рассказал ему об успехах астрономии.  {114} 

С астрономией В. Я. Струве обстоятельно ознакомился на лекциях по математике, которые он слушал в университете. Теперь же ему представился случай самому присесть к телескопу и своими глазами увидеть чудесный мир далеких солнц и загадочных туманностей.

Струве рассматривал наиболее интересные светила, которые показывал ему хозяин обсерватории. Перед ним сверкали звезды, бесчисленное множество звезд. Среди них попадались удивительные — двойные и разноцветные звезды...

В этой маленькой любительской обсерватории Струве понял, что его истинное призвание — астрономия, а языкознание было только детским увлечением, навеяным рассказами брата. С этих пор Струве стал частым гостем в университетской обсерватории. Днем он слушал лекции по филологии, вечером садился к телескопу или погружался в вычисления, помогая старику директору.

Струве во второй раз пришлось обдумывать вопрос: кем быть? Сразу изменить прежнему делу он не мог. Но он не мог также отказаться от астрономии. Решая эту сложную жизненную задачу, Струве проявил редкую силу характера. Он поступил не так, как это сделали бы на его месте многие другие. Он выбрал филологию, так как считал, что каждое начатое им дело должно быть доведено до конца.

Струве закончил курс и успешно сдал экзамены, дававшие ему право занять высшую учительскую должность — старшего преподавателя.

Ему предлагали занять место преподавателя при университете. Для двадцатилетнего юноши это было лестное предложение.

Струве пошел к своему учителю — профессору математики — за советом.

Старик ученый ответил ему пословицей:

— Что легко дается, то не стоит брать.

Струве понял. Он стал работать в обсерватории. Вскоре освободилось место наблюдателя. Струве получил это место и жил, довольствуясь весьма скромным жалованьем.

В 1813 году он написал первое научное сочинение, которое дало ему ученую степень доктора философии.

Из всех небесных светил Струве более всего интересовался двойными звездами. И он поставил своей задачей обогатить науку наиболее обстоятельными сведениями о двойных звездах.  {115} 

Первые наблюдения В. Я. Струве дали замечательные результаты. Он нашел 795 двойных звезд, ранее не известных науке. Работа настолько увлекла его, что изучение двойных звезд стало делом всей жизни великого русского ученого.

Первый каталог, однако, не удовлетворил В. Я. Струве, и он задумал грандиозное дело — осмотреть всё небо северного полушария.

В это время в России начались большие геодезические работы, о которых мы уже говорили в главе второй. Эти работы возглавлял Струве.

Для геодезических измерений требовались новые инструменты. Струве воспользовался случаем и заказал самые лучшие астрономические инструменты, какие только можно было изготовить в те годы.

Когда геодезические измерения были завершены, Струве снова занялся двойными звездами.

В 1825 году Струве приступил к осуществлению своего плана. Он стал осматривать подряд все созвездия от полюса и до 15° южнее небесного экватора. Эта работа заняла у Струве два года. Она потребовала упорного труда и многих бессонных ночей.

Струве исследовал 120 тысяч звезд и нашел 2 200 двойных звезд.

Следующие десять лет были посвящены измерению положений двойных звезд. Результат этой работы был изложен в обширном каталоге, который содержал 3 112 двойных звезд. Их взаимное расположение и место на небе было измерено и определено с большой тщательностью. Каждое свое измерение Струве повторял по нескольку раз, стараясь избежать ошибок, которые могли бы опорочить его работу.

По точности измерений каталог Струве долгое время не имел себе равных. В астрономических сочинениях до настоящего времени упоминаются звезды, обозначенные греческой буквой «сигма», которую В. Я. Струве выбрал в качестве условного значка для звезд своего каталога.

Интересно отметить, что известный английский астроном, современник Струве, Джон Гершель, сын Виллиама Гершеля, также составил обширный каталог двойных звезд, но он пренебрег точностью измерений и редко проверял свою работу. В результате многие из «открытых» им звезд впоследствии пришлось «закрыть». Повидимому, они только казались Гершелю двойными, но он без стеснения заносил их в каталог,  {116}  стремясь заполнить как можно больше номеров и удивить мир количеством открытых им двойных звезд.

Несмотря на обилие записанных в каталог двойных звезд, каталог Гершеля быстро утратил свое значение. В нем было много ошибок.

Каталог В. Я. Струве, дополненный его сыном и другими астрономами, и до сих пор служит основой при изучении двойных звезд.

После смерти Джона Гершеля один немецкий астроном, составляя его биографию, писал об исследовании Гершелем двойных звезд: «К сожалению, преждевременная смерть помешала Джону Гершелю воспользоваться тем громадным материалом, который был собран Струве...»

Этот западноевропейский ученый, видимо, был совершенно убежден, что русские астрономы только для того и работают, чтобы их трудами могли воспользоваться иностранцы.

Лот коснулся звезды

3 июля 1835 года на Пулковских высотах в торжественной обстановке был заложен первый камень будущей обсерватории. Ее директором был назначен В. Я. Струве.

К северу от заложенного здания на местности нанесли Пулковский меридиан, по которому теперь проходит проспект имени Сталина.

В течение 1835 года были закончены кладка стен и другие каменные работы. Началась сборка куполов, отделка зданий и установка инструментов.

В. Я. Струве жил в Пулкове, наблюдая за строительными работами, но при каждой возможности уезжал в университетскую обсерваторию, где он начал ряд важных наблюдений.

В распоряжении Струве находился самый лучший для того времени девятидюймовый телескоп. До вступления в строй пулковского пятнадцатидюймового он был самым большим в мире, и, кроме того, он имел все приспособления для точных измерений.

С помощью этого телескопа Струве надеялся решить задачу, перед которой спасовали многие ученые. В. Я. Струве задумал измерить расстояние от Земли до звезд.

Струве был человеком, обладавшим безграничным терпением,  {117}  настойчивостью и умением до мелочей продумывать свою работу. Многолетние исследования двойных звезд дали ему огромный опыт в измерении звездных положений, и всё это вместе обещало успех.

В битву за звезды вступил новый боец — представитель русской науки.

Для выполнения своей задачи Струве выбрал Вегу, наиболее яркую звезду северного неба, которая уступает в блеске только Сириусу. Но Сириус для наблюдений не удобен: он виден на небе не круглый год, а Вега никогда не уходит за горизонт. Яркость Веги, по мнению Струве, показывала, что расстояние до нее не может быть особенно большим.

В качестве опорной звезды Струве выбрал неподалеку от Веги одну слабенькую звездочку. По всем признакам, она была расположена в пространстве гораздо дальше Веги и могла поэтому послужить надежной опорой при измерениях.

Струве тщательно определил видимое расстояние между Вегой и опорной звездочкой, а затем стал наблюдать, как оно в течение года будет изменяться. Сначала Вега должна приближаться к опорной звезде, а в следующее полугодие — удаляться от нее.

Трудиться приходилось урывками. Строительство требовало непрерывного надзора. Отлучаться из Пулкова удавалось редко. Поэтому наблюдения, начатые в 1835 году, были закончены только в середине 1838 года.

Трехлетний труд увенчался успехом. Лот, брошенный умелой рукой в глубину Вселенной, достиг одной из звезд. Сбылась мечта многих поколений — люди впервые получили представление о том, как далеки звезды.

Вскоре после победы Струве из Кенигсберга сообщили, что астроном Бессель в декабре 1838 года тоже сумел определить параллакс одной из звездочек созвездия Лебедя.

Вскоре после сообщения Бесселя английский астроном Гендерсон из обсерватории на мысе Доброй Надежды известил, что ему удалось измерить расстояние до самой яркой звезды в созвездии Центавра.

Астрономы одержали подряд три замечательные победы. Но радость успехов была омрачена тем, что никто не мог проверить и подтвердить правильность сделанных открытий.

Все ученые с нетерпением ждали окончания работ в Пулкове. От инструментов этой обсерватории зависело окончательное решение вопроса.


 {118} 

Задачу решает Пулково

19 августа 1839 года Пулковская обсерватория вступила в строй.

Пользуясь прекрасными инструментами лучшей в мире обсерватории, пулковский астроном К. Ф. Петерс проверил все измерения параллаксов, сделанные другими учеными.

Он подтвердил правильность определения параллакса Веги, сделанное Струве, и параллакса 61 Лебедя — Бесселем.

Расстояние до Веги, по окончательным данным, равняется 255 000 миллиардам километров, а до 61 Лебедя — 103 000 миллиардам километров.1

Попробуем представить себе, как далеки эти сравнительно близкие звезды. Положите на стол мячик — пусть он изображает Солнце. В 40 сантиметрах от мячика-Солнца поместите горошину — это будет земной шар.2 Где же в этом примере окажется место Веги? Возле стены комнаты? Или, может быть, на улице? В соседнем доме? Нет. Всё это слишком близко.

Если такой опыт будет делать московский школьник, то моделью Веги для него послужит шарик на шпиле Адмиралтейства в Ленинграде, потому что в этом масштабе (150 миллионов километров = 40 сантиметрам) расстояние от Солнца до Веги будет соответствовать расстоянию от Москвы до Ленинграда. 61 Лебедя расположится примерно возле Ярославля... Так далеки от нас эти сравнительно близкие звезды.

В Пулковской обсерватории были измерены параллаксы Капеллы, Арктура, Бегущей, а затем и многих других звезд.

Не ощупью, не наугад, а с полной уверенностью в точности своих наблюдений пулковские астрономы производили первые промеры во Вселенной. Картина ночного неба приобретала глубину. Стало возможным приступить к составлению плана окружающей нас части Вселенной и устанавливать, что находится дальше, а что ближе.  {119} 

Деятельность Пулковской обсерватории под руководством академика Василия Яковлевича Струве вызывала восхищение астрономов всего мира.

Известный американский астроном Ньюкомб, который в своей работе пользовался как Пулковскими звездными каталогами, так и Гринвичскими, пришел к выводу: «... одно пулковское наблюдение обладает весом1 большим, чем четыре таких же наблюдения, сделанных в Гринвиче!»

Успех Пулковской обсерватории был не случаен. Она отличалась от других обсерваторий не только качеством своих инструментов, но также и образцовой организацией работ. В Пулкове впервые в мире было осуществлено «разделение труда» между инструментами и наблюдателями. Каждому инструменту была задана совершенно определенная работа, для которой он был лучше всего приспособлен. Если основное наблюдение велось на одном инструменте, — проверку делали на другом.

Вторая особенность Пулкова заключалась в том, что все, даже самые лучшие, самые точные и надежнейшие, инструменты были взяты под сомнение. Считалось, что всякое наблюдение неизбежно в той или иной мере неправильно. Поэтому в обязанность наблюдателя вменялось обнаружить все возможные погрешности, ошибки и установить их размеры. Ошибка не страшна, когда она известна. Учтенная ошибка не может исказить результат. Постоянная охота за ошибками обеспечила высокую точность наблюдений.

Третьим преимуществом Пулкова была плановость в работе. Что намечено — то должно быть выполнено. И каждый наблюдатель знал свою основную работу на много лет вперед.

Пулково стали называть «астрономической столицей мира», и ее приемы работы переняли все другие обсерватории.

Астрономы устремились по пути, проложенному в Пулкове. Постепенно улучшались инструменты, ученые накапливали опыт, число измеренных расстояний до звезд быстро росло. А это давало возможность производить обстоятельную разведку далеких миров.

Измерение звездных расстояний значительно упростилось, когда у астрономии появился могущественный союзник — фотография. День рождения этого союзника — 19 августа  {120}  839 года — совпадает с днем открытия Пулковской обсерватории.

Фотоаппарат быстро совершенствовался. Были изобретены сухие фотопластинки, и примерно в конце шестидесятых годов прошлого столетия фотографирование небесных светил стало входить в повседневную практику обсерваторий.

Астрономический фотоаппарат, то есть телескоп, соединенный с фотокамерой, астрограф — ценнейший и незаменимый помощник ученого. Ведь астрономы имеют дело главным образом с неповторимыми явлениями. То, что произошло на небе сегодня, больше не случится никогда. Что-нибудь подобное, похожее может появиться, но в точности такого же ждать напрасно. Если наблюдение не успели почему-либо сделать, — оно погибло для науки. Небесные явления не повторяются.

Фотоаппарат может служить «памятью» астрономии. Он не только всё видит, но и ничего не забывает. Участок неба, сфотографированный в прошлом столетии, можно рассматривать и изучать сейчас. Снимки, сделанные сегодня, будут исследовать астрономы XXI века. Сравнивая снимки разных эпох, астроном видит небо, каким оно было и каким оно стало. Это позволяет замечать малейшие изменения на небе.

Фотоаппарат «видит» лучше человеческого глаза. Он воспринимает лучи, не доступные для нашего зрения. Он чувствителен к фиолетовым и ультрафиолетовым лучам. Пластинка запечатлевает то, что невозможно заметить глазами. Фотоснимки позволяют нам видеть невидимое.

Фотоаппарат не устает. Человеческий глаз от долгого наблюдения утомляется и теряет свою зоркость, фотопластинка — наоборот: она обладает способностью накапливать изображения. Чем больше выдержка, тем больше не заметных глазу подробностей получится на снимке. Поэтому очень много интересных открытий и наблюдений астрономы сделали, не глядя на небо. Астрономы обсерваторий, расположенных в северных широтах, не выезжая на юг, изучают небо южного полушария.

Эти достоинства фотографии были оценены русскими учеными. Ф. А. Бредихин, С. К. Костинский, А. А. Белопольский, А. П. Ганский, В. К. Цераский энергично вводили фотографирование неба в повседневную практику наших обсерваторий.

Применение фотографии очень ускорило и облегчило трудную работу по измерению расстояния до звезд.  {121} 

В течение года выбранный участок неба фотографируют несколько раз.

Затем в лаборатории с предельной тщательностью измеряют сдвиги, которые произошли во взаимном расположении звезд.

Однако фотография не изменила сущности способа измерения звездных расстояний. Он попрежнему основывался на построении треугольника, вершиной которого служила звезда.

Недостатком способа «землемера» при измерении межзвездных расстояний является его малая «дальнобойность». Он дает хорошие результаты, когда определяют расстояние до близких звезд, но чем дальше находится звезда, тем менее точный получается результат, потому что измеряемый угол слишком мал.

Ошибки при измерениях больших и малых углов одинаковы, но, как в этом много раз убеждались ученые, ошибка, не чувствительная для большого угла, становится весьма ощутимой для малого.

Измерить параллакс звезды менее одной сотой доли секунды крайне трудно, поэтому звезды, находящиеся далее 3 000 000 миллиардов километров уже недоступны для тригонометрического способа. Когда пулковские астрономы пытались «достать» до Полярной звезды и до Денеба, — результаты получились неудовлетворительные. Эти звезды были за пределами досягаемости тригонометрического способа.

Кроме тригонометрического способа измерения параллаксов, разработано еще несколько приемов определения звездных расстояний.

Однако, все существующие в настоящее время приемы промеров пространства опираются на тригонометрический способ, который является в астрономии основным.

Выбор звездного километра

Когда астрономы узнали, сколь далеки звезды, возник вопрос: какой мерой измерять подобные расстояния? Наши меры — километр и миля — слишком малы, они удобны для Земли, а для Вселенной не годятся: числа получаются чересчур огромные и неуклюжие.


 {122} 

Схема, изображающая Солнце и ближайшие к нам звезды. Окружности вокруг Солнца проведены через каждые 5 световых лет.


Вот, для примера, расстояние до четырех наиболее близких к нам звезд:


Проксима Центавра

40 500 000 000 000

километров

Толимак и его спутник

41 000 000 000 000

»

Проксима Кита

55 000 000 000 000

»

Летящая

58 000 000 000 000

»


Как прочесть подобные числа? Напомним: 1 000 — тысяча, 1 000 000 — миллион, единица с девятью нулями — миллиард,  {123}  с двенадцатью нулями — тысяча миллиардов, или триллион, затем идут квадриллион, квинтиллион, секстиллион и так далее.

Для каждого последующего класса берется соответствующее латинское числительное. Названия большим числам есть. Но ведь пользоваться гигантскими числами для вычислений очень неудобно. Ученые прибегли к простому способу, который избавляет их от необходимости выписывать бесконечные вереницы нулей в так называемых «астрономических числах». Они стали каждое число писать в виде произведения на десять, а десять берут в нужной степени.

Расстояние до Проксимы Кита записывается вот так: 55 × 1012 километров. Число «двенадцать», которое напечатано маленькими цифрами и помещено правее и выше десяти, означает степень этого числа. Или, иначе сказать, оно показывает, сколько раз десять помножено само на себя. В нашем примере оно помножено на себя двенадцать раз.

Читатели, которые еще не проходили в школе возведения в степень, могут считать попросту: число, написанное маленькими цифрами, стоящее справа и выше десяти, означает, сколько нулей в данном случае надо приписать. Но для экономии места их не приписывали, а просто пометили маленькими цифрами. В самом деле, бессмысленно выписывать нули, когда достаточно пометить, сколько их должно быть.

Следовательно, не трудно сообразить, что 103 — это тысяча, 106 — миллион, то есть единица и шесть нулей, 109 — миллиард, 1012 — триллион, 1015 — квадриллион, 1018 — квинтиллион и так далее.

В дальнейшем нам часто будут попадаться большие числа, и все они будут обозначены этим способом.

Несмотря на такие упрощения, астрономы всё же отказались от километра: это слишком маленькая мера для просторов Вселенной.

Сначала предполагали взять за единицу длины радиус земной орбиты. Это напрашивалось само собой. Радиус орбиты служит основанием того треугольника, которым пользовались, измеряя межпланетные и межзвездные расстояния. Мера большая — полтораста миллионов километров. Самолету семнадцать лет придется лететь безостановочно, чтобы покрыть такое расстояние. Катушка с ниткой, длиною равной этой, астрономической единице, в комнате не поместится; ее придется поставить на площади, и катушка-небоскреб


 {124} 

Лучи света альфа Лебедя — Денеба, начавшие космическое путешествие в год Ледового побоища, еще не долетели до Земли.



 {125} 

поднимется над крышами домов, как огромная и удивительная башня.

Казалось бы, мера подходящая. Но астрономы вскоре убедились, что и она для Вселенной маловата. Ученые нашли еще один вид звездного «километра», который получил название светового года.

Хотя эта мера называется «годом», но служит она не для измерения времени; это такая же единица длины, как километр или миля.

Ученые установили, что свет распространяется со скоростью около трехсот тысяч километров в секунду. Если зажечь электрический фонарик и сказать два слова: «тик-так», то свет от фонарика за это время уже успеет долететь до Луны.

Даже такое мгновенное явление, как взрыв динамита или тола, — черепаха по сравнению со светом. Взрыв распространяется со скоростью шести или семи тысяч метров в секунду. Он в пятьдесят тысяч раз медлительнее света.

И вот то расстояние, которое пролетает свет за год, и названо световым годом. Наш календарный год содержит 365 дней 5 часов 48 минут 46 секунд — значит, в году 31 556 926 секунд. Помножьте это число на точное значение скорости света, то есть на 299 776 километров в секунду, получите внушительное число — 9,46 × 1012. Это и есть световой год — астрономическая мера длины, которая достаточно велика, чтобы промерять пространства Вселенной.

Кроме светового года, астрономы применяют другую, еще более крупную меру. Она называется парсек. Это название составлено из начальных слогов двух слов — «параллакс» и «секунда». Она определяется расстоянием до звезды, параллакс которой равен одной секунде. Один парсек содержит 3,26 светового года. Однако сейчас, когда границы наблюдаемой нами части Вселенной необычайно раздвинулись, понадобились и еще более крупные меры. В употребление начинают входить килопарсек и мегапарсек, то есть тысяча и миллион парсеков.

Не так давно, всего лишь в начале прошлого столетия, когда на нашей планете жил и творил великий Пушкин, люди еще не знали, как далеки звезды, и многие сомневались, смогут ли ученые когда-либо это узнать. Сто лет спустя — в начале нашего столетия — в 1914 году журнал «Природа» с гордостью сообщал своим читателям, что за истекшие семьдесят пять лет усилиями астрономов всего мира удалось с большой  {126}  точностью измерить расстояния до пятидесяти звезд. Тогда это казалось крупным успехом науки.

Сейчас же ученым известны расстояния до 37 тысяч звезд, и для промеров Вселенной понадобилась такая единица длины, как мегапарсек, а ведь мегапарсек равен тридцати миллиардам миллиардов километрам!

Таковы грандиозные успехи астрономии!

Этот пример и вся история науки показывают, что непознаваемых вещей или явлений не существует. В мире есть только явления непознанные, неисследованные, но рано или поздно они обязательно будут исследованы » познаны.

Всё, что сегодня кажется недосягаемым, таинственным и неизвестным, в конце концов неизбежно становится достижимым, простым и ясным.

Это есть один из основных законов познания окружающего нас мира.

Большие и маленькие солнца

В распоряжении ученых, живших в первой половине прошлого столетия, имелись весьма скудные сведения о звездах. По сути дела они знали только одно — каков блеск звезд. Было измерено, что блеск Сириуса примерно в пять раз больше блеска Веги. А Вега блестит в два с четвертью раза ярче Альдебарана, и все звезды второй величины в два с половиной раза уступают в блеске звездам первой величины.

Блеск звезд, то есть видимая яркость на небе, была измерена сравнительно точно, и это послужило первой ступенькой на лестнице дальнейших исследований.

В начале прошлого столетия многие астрономы думали, что звезды, как уличные фонари, все одинаковы, а кажутся нам разными потому, что находятся на различных расстояниях. Все слабые звезды считались тогда далекими, а яркие — близкими.

Оказалось, что это не совсем так. Первые измерения расстояний убедили ученых, что блеск звезд более обманчив, чем можно было предполагать. И яркие звезды могут быть далекими, а слабые — близкими.

Такая слабенькая звездочка, как 61 Лебедя, оказалась одной из самых ближайших наших соседок, а яркий Денеб из  {127}  того же созвездия настолько далек, что расстояние до него удалось измерить лишь совсем недавно.

Бегущая и 61 Лебедя В выглядят на небе почти равными по блеску — и та и другая даже в бинокль плохо видны. Они чуть ярче звезд шестой величины, но Бегущая почти втрое дальше, чем 61 Лебедя. Очевидно, она гораздо ярче 61 Лебедя, но расстояние сильно ослабило ее блеск и уравняло с более слабой, но более близкой звездой.

Значит, только по одному блеску звезд, не учитывая расстояния до них, судить об истинной яркости звезд невозможно.

Сравнивать яркость или размеры каких-либо предметов удобнее всего, поставив их, как кегли, в один ряд. Сразу видно, что станет на правом фланге, а что придется отправить на левый фланг, как малорослого.

Примерно так и поступили астрономы со звездами. Они мысленно построили все звезды с известными параллаксами в одну шеренгу — дальние приблизили, близкие отодвинули и тем самым уравняли расстояния. Разумеется, ученые не передвигали звезды в пространстве, это невыполнимое дело. Перестановку звезд произвели с помощью несложных математических расчетов.

Если отодвинуть какой-либо источник света на расстояние вдвое большее, чем оно было, то его видимая яркость ослабеет в четыре раза. Если же расстояние увеличить втрое, то яркость уменьшится в девять раз.

При увеличении расстояния вчетверо яркость ослабеет в 4 × 4 = 16 раз — и так далее.

Наоборот, если приблизить источник света к наблюдателю вдвое, втрое, впятеро, его видимая яркость будет возрастать соответственно в четыре, в девять, в двадцать пять раз.

В учебниках этот закон зависимости силы света от расстояния выражен так: «Сила света убывает пропорционально квадрату расстояния». Действие этого закона показано на рисунке: лучи света по мере удаления от источника расходятся в стороны и распределяются на большие площади.

Пользуясь этим законом, астрономы рассчитали, каков будет блеск звезд, если все они окажутся на равном удалении от Земли.

Расстояние, на котором мысленно выстраивали по ранжиру звезды, ученые приняли равным 10 парсекам, или 32,6 светового года.  {128} 

От такой перестановки ничего не выиграл, но и ничего не потерял в своем блеске Арктур. Эта звезда оказалась находящейся почти как раз на условном расстоянии от Солнца, и ее блеск с этого расстояния определили как 0,0.

Иное дело — Сириус. Он является одним из самых близких наших соседей. Отодвинутый на условное расстояние, то есть почти вчетверо дальше, чем он находится в действительности, Сириус ослабил бы свой блеск в четырнадцать раз. Сириус с расстояния в 32,6 светового года светил бы нам примерно так, как светит сейчас Денеб.


По мере удаления от источника света лучи расходятся в стороны и, распространяясь на большую площадь, ослабевают.


А далекий Денеб, приблизившись на условное расстояние, засиял бы на небе, как 28 Сириусов, вместе взятых. С Денебом поспорил бы чемпион ярких звезд — Ригель из созвездия Ориона. Он с расстояния в 32,6 светового года сверкал бы, как 48 звезд, равных по блеску Сириусу.

Очень яркими стали бы Бетельгейзе, Антарес, Спика и многие другие звезды, прибывшие на условное расстояние из дальних областей Млечного Пути. Место на правом фланге бесспорно заняла бы S Золотой Рыбки. Она давала бы нам света столько же, сколько дает серпик «молодой» Луны, и предметы на Земле отбрасывали бы тени в ее лучах.

А все близкие, но слабо светящиеся звезды, такие, как 61 Лебедя, Летящая и звезда, обозначенная в каталоге Струве № 2398, вовсе бы исчезли из вида. С расстояния в  {129}  32,6 светового года они были бы видны только в сильнейшие телескопы.

На левом фланге столпились бы самые тусклые звезды-карлики, вроде Проксимы Кита, звезды, обозначенной в каталоге астронома Вольфа под номером 359, Проксимы Центавра и многие другие.

Самой слабой среди известных нам звезд считается одна безымянная звездочка, отмеченная в каталогах как BD + 4°4048.

Проделав подобные расчеты со всеми звездами, расстояния которых были известны, астрономы получили список звезд, в котором их яркость была определена вне зависимости от расстояния — так, как если бы все они были равно удалены от Земли.

Вычисленная подобным образом истинная яркость звезд называется абсолютной величиной звезды, в отличие от блеска звезд или от их видимой величины на небе.

Разумеется, абсолютная величина не дает нам возможности судить об истинных размерах звезды. Размеры звезды и ее величина — вещи совершенно разные. Звездная величина — это только мера блеска звезды, мера ее видимой яркости.

Вычисление абсолютной величины звезд позволило установить, что Вега в действительности вдвое ярче Сириуса, хотя и выглядит на небе слабее его. Капелла в два раза ярче Веги. Бетельгейзе в 35 раз ярче Арктура, а Ригель, по меньшей мере, равен двумстам Арктурам, вместе взятым.

Полученные сведения об истинной яркости звезд очень интересны и важны, но они не могли полностью удовлетворить астрономов. Какой прок от того, что мы узнали, насколько Ригель, Бетельгейзе или Вега ярче Сириуса или Арктура, то есть измерили силу света звезд мерой, величина которой неизвестна.

Хотелось бы яркость звезд измерить мерой, которая твердо установлена учеными.

Земные источники света — электрические лампочки, прожекторы — имеют свою меру — метрическую свечу. Мы говорим: сорокасвечовая или стосвечовая лампочка — и хорошо знаем, что стосвечовая лампочка дает света в два с половиной раза больше, чем сорокасвечовая. Но какой же мерой измерить силу света звезд? Свеча для этой цели не годится, как не пригодился наш километр для межзвездных расстояний. Звездам и мера нужна звездных масштабов.  {130} 

Среди всех звезд Вселенной есть одна-единственная звезда, которая изучена весьма основательно. Нам известны не только поперечник и объем этой звезды, но и ее температура и сила света. Эта звезда — наше Солнце, и оно по своей силе света вполне пригодно, чтобы послужить мерилом для звезд.

Солнце было принято в качестве «звездной свечи».

Для этого Солнце мысленно, путем тех же расчетов, было поставлено в общий строй звезд на расстоянии в 32,6 светового года.

Наше яркое и на вид огромное Солнце, отодвинутое на условное расстояние, оказалось бы там весьма скромной звездочкой почти пятой величины: 4,83! Мы видели бы его примерно таким же, как и Алькора-Всадника на Мицаре.

Наше Солнце отнюдь не самая яркая, но и не самая тусклая звезда. Есть множество звезд ярче Солнца и еще большее множество звезд, которые слабее его. Среди всех звезд Вселенной Солнце является средней, довольно обыкновенной звездой, которая решительно ничем особым не выделяется, и именно поэтому Солнце очень хорошо подходит к роли мерила светимости звезд.

Зная, что пятая звездная величина в два с половиной раза слабее четвертой, а четвертая во столько же раз слабее третьей, третья — второй и так далее, можно рассчитать, во сколько раз любая звезда ярче или слабее Солнца.

Проделав подобные расчеты, мы получим, что Сириус светит, как 26 Солнц, вместе взятых. Светимость Веги равна 50 Солнцам, а такой великан звездного мира, как S Золотой Рыбки, обладает светимостью в 400 000 Солнц!

Звезды вроде Проксимы, Бегущей и Летящей и другие им подобные карлики светят в сотни и тысячи раз слабее Солнца. Звезда-малютка Вольф 359 обладает светимостью в одну пятидесятитысячную долю светимости Солнца. Это звезды-светлячки, тогда как S Золотой Рыбки — звезда-прожектор.

Получив сведения о светимости звезд по сравнению с Солнцем, мы встали на предпоследнюю ступеньку той математической лестницы, которую ученые приставили к звездам, чтобы измерить их поперечник. Еще шаг — и это можно будет сделать.

Итак, вооружимся термометром и приступим к измерению звезд.


 {131} 

Термометр помогает метру

Сириус светит как 26 Солнц, вместе взятых, но это еще не значит, что он в 26 раз больше Солнца. Может быть, он «мал да удал», то есть «ростом» не велик, но зато раскален так, что свет его во много раз ярче, сильнее солнечного.

Светимость звезд не позволяет судить об их размерах. Звезда может быть большой, но слабо светящейся, тусклой, или маленькой, но очень горячей и поэтому яркой. Пламя спички и пламя магниевой проволоки размерами одинаковы — но светят они не одинаково. Спичка еле освещает комнату, а на горящий магний больно смотреть. И среди звезд могут оказаться светила по-разному накаленные — одни добела, другие только докрасна.

Вот поэтому-то при измерении поперечников звезд приходится прибегать к помощи термометра. Без него нельзя узнать, вследствие чего Сириус обладает светимостью в 26 Солнц — может быть, он велик и большая светоносная поверхность дает много света. Может быть, он раскален до более высокой температуры, чем наше Солнце, и поэтому светит ярче его. А может быть, Сириус и немного больше Солнца и немного горячее его.

Надо выяснить, какую долю светимости Сириуса создает высокая температура и какую долю — его размеры.

Для решения этой задачи придется «поставить» звезде градусник, то есть определить ее температуру.

Окраска лучей раскаленного тела может быть очень различной — кусок железа, положенный в кузнечный горн и нагретый до 800°, светится тёмнокрасными лучами. Если постепенно увеличивать нагрев, то железо примет более яркую окраску, станет красным, затем алым и оранжевым. При еще большем нагреве красное каление перейдет в золотисто-желтое, а потом и в белое.

При более высокой температуре, определяемой десятками тысяч градусов, излучение раскаленного тела станет голубоватым и может даже принять фиолетовый оттенок.

Каждому оттенку раскаленного тела соответствует определенная температура. Это прекрасно знают опытные сталевары, которые по цвету расплавленной стали узнают ее температуру.

Астрономы тоже пользуются этим способом.

В окрестностях Солнца мы видим звезды самых различных  {132}  цветов. Среди них есть тусклые красноватые, то есть сравнительно холодные звезды.

Из всех известных нам звезд самая холодная и почти несветящаяся звезда имеет температуру всего лишь в 600°. Красные звезды, вроде Антареса или Бетельгейзе, раскалены до 3 100–3 200°.

На оранжевых звездах температура достигает 4 600°. Желтые звезды примерно на 1 500° горячее оранжевых. Температура Капеллы равна 5 500°, а Солнца — 5 700°.

Белые звезды, такие, как Сириус или Вега, вдвое горячее желтых. На голубовато-белых звездах царит жара в 23 000°, а самые горячие звезды раскалены до 100 000°.

Ясно, что звезда, на которой вещество не горячее тлеющего пенькового фитиля или углей догорающего костра, будет светить слабо. Звезда же, нагретая до голубоватого каления, будет сверкать в тысячу раз сильнее горящего магния или пламени электросварки.

Лабораторными опытами установлен очень важный закон зависимости силы света от температуры светящегося тела. Если температура раскаленного тела увеличивается вдвое, то сила его видимого света возрастает в 2 × 2 × 2 = 8 раз. Если температура уменьшится втрое, то сила света ослабеет в 3 × 3 × 3 = 27 раз.1

Этот закон позволяет сделать нужные нам расчеты.

Вега и Сириус — белые звезды. Их температура на поверхности равна 11 000°. Они, примерно, вдвое горячее нашего Солнца. Значит, каждый квадратный сантиметр на поверхности этих звезд излучает света в 2 × 2 × 2 = 8 раз больше,чем квадратный сантиметр солнечной поверхности.

Будь Вега или Сириус по размерам равны Солнцу, то они светили бы в 8 раз ярче его. Однако в действительности Сириус ярче Солнца в 26 раз, а Вега в 50 раз.

Следовательно, не только высокая температура обеспечивает светимость этих звезд. Их поверхности тоже больше, чем поверхность Солнца.

Дальнейшие расчеты также ничего сложного не представляют.  {133} 

Светоносная поверхность Сириуса больше солнечной в 26 : 8 = 3,25 раза, а светоносная поверхность Веги больше солнечной в 50 : 8 = 6,25 раза. И можно высчитать, насколько они разнятся друг от друга.

Поперечник Сириуса равен 1,8 солнечного, а поперечник Веги в 2,5 раза больше, чем у Солнца.

Поперечник Солнца нам известен достаточно точно, он равен 1 390 000 километров. Следовательно, узнать, чему равны поперечники Сириуса и Веги, можно при помощи простого умножения.

Точно таким же путем, зная температуру звезды и ее светимость, можно вычислить размеры любой звезды.

Сверхгиганты и карлики

Самая большая из всех известных нам звезд — эпсилон Возничего — имеет поперечник в 2 850 раз больше солнечного, самая маленькая — в 210 раз меньше Солнца по диаметру.

Сопоставив между собой сведения о светимости и размерах звезд, ученые пришли к выводу, что по этим признакам можно разделить все звезды на пять групп.

Самые большие звезды, обладающие светимостями в несколько тысяч Солнц, условились называть сверхгигантами. К сверхгигантам относятся S Золотой Рыбки, Канопус, Ригель, Бетельгейзе, альфа Креста, Антарес, Денеб, Дивная, VV (вэ-вэ) Цефея. Сверхгиганты бывают большей частью либо белые, либо красные.

Звезды, меньшие по размерам и со светимостями в несколько сот Солнц, называются гигантами. Капелла, Альдебаран, Спика, Регул, Полярная, дельта Цефея — звезды-гиганты. Среди гигантов есть звезды разного цвета — белые, желтые, оранжевые и красные.

Звезды, примерно равные Солнцу по размерам и светимости, получили название солнцеподобных звезд. Это Сириус, Толимак, Процион, Альтаир. В этой группе находятся преимущественно белые и желтые звезды.

61 Лебедя, спутник Толимака, в несколько раз меньше и слабее Солнца. Они образуют довольно многочисленную группу субкарликов или подкарликов. Субкарлики большей частью имеют красный цвет, реже оранжевый и желтый.  {134} 

Самые маленькие, еле светящиеся звезды вроде Проксимы Центавра, Летящей, Вольф 359, Струве 2398, составляют очень многочисленную группу красных карликов. Они примыкают к солнцеподобным звездам, образуя вместе с ними как бы непрерывный ряд. На одном из концов этого ряда находятся яркие белые звезды, а на другом — совсем слабо светящиеся красные карлики.

Несколько лет назад при помощи довольно сложного прибора, который называется интерферометром, удалось произвести непосредственное измерение видимых поперечников звезд. Самой первой была измерена Бетельгейзе, затем Антарес, Дивная Кита и еще несколько самых крупных звезд. Данные, полученные непосредственным измерением видимых поперечников звезд, полностью совпали с теми, которые были вычислены по температурам и светимости звезд.

Это доказало, что измерения температуры и светимости звезд были сделаны совершенно правильно.

Когда ученые рассматривают природу не как случайное собрание различных явлений, оторванных друг от друга, а как единое целое, в котором все явления связаны между собой, тогда они добиваются поразительных результатов. Перед учеными, которые пользуются правильным методом познания природы, открывается взаимная связь между явлениями; они иногда обнаруживают чуть заметные ниточки, связывающие различные явления, и совершают благодаря этому поразительные открытия.

Так и тут, зная блеск звезд и расстояния до них, ученые смогли установить их истинную яркость. Это была как бы первая ступенька на лестнице, ведущей к звездам.

Затем яркость звезд сопоставили с яркостью Солнца, и таким образом стала известна светимость звезд.

Это была вторая ступенька.

Потом астрономы определили температуру звезд и, сопоставив светимость и температуру, узнали, во сколько раз звезды больше или меньше Солнца.

На этом, казалось бы, работа должна была кончиться, но выяснилось, что на лесенке есть еще ступеньки, ранее не замеченные, и они ведут к новым замечательным открытиям.

На небе южного полушария в созвездиях Тукана и Золотой Рыбки виднеются два светящихся облачка неправильной формы. Неопределенные очертания, расплывчатые края делают их похожими на куски Млечного Пути, которые  {135}  оторвались от него и отошли в сторону. При наблюдении в телескоп это сходство еще более усиливается — светящиеся облака, так же как Млечный Путь, состоят из множества слабых, тесно скученных звезд.

За этими облаками укрепилось название Большого и Малого Магеллановых, так как они были впервые подробно описаны в истории кругосветного плавания Магеллана.

Известные людям почти четыре столетия, Магеллановы облака долгое время не привлекали внимания астрономов. Уж очень они неудобно расположены возле Южного полюса, над самыми безлюдными областями земного шара, где не было раньше ни одной постоянно действующей обсерватории.

Ускользнувшее открытие

В начале нашего столетия астрономы оценили выгоды, которые дает исследование Магеллановых облаков. На небольшом сравнительно участке неба собраны звезды самых различных типов. Их удобно сравнивать между собой, и один фотографический снимок может дать много важных сведений.

Астрономы с помощью увеличительных стекол внимательно рассматривали полученные снимки и выискивали интересовавшие их светила. Один ученый был занят шаровыми звездными кучами, другой — звездными скоплениями, третий — туманностями, четвертый — переменными звездами.

Фотографий Магеллановых облаков имелось много, и вес они были сняты в разное время — с промежутками от нескольких часов до нескольких суток.

Склонившись над рабочим столом, астроном сравнивал, как выглядит каждая звездочка на всех фотографиях. Вот на одном из снимков звезда видна отчетливой черной точкой. На другом снимке, который сделан немного позже первого, точка, изображающая ту же самую звезду, получилась поменьше. На третьем снимке она уже совсем еле видна.

А на следующих, еще более поздних снимках эта звезда снова становится больше, ярче, заметнее. Такое изменение яркости свидетельствует б том, что звезда переменная. Убедившись в этом на ряде фотографий, астроном обводил на снимке находку чернильным кружком и записывал в тетрадь местоположение звезды и ее звездную величину.  {136} 

В итоге двухлетней работы в Малом Магеллановом облаке было найдено 969 переменных звезд, а в Большом Магеллановом облаке — 808. Среди них было много цефеид, которые изменяют свою яркость в точно назначенные сроки и всегда разгораются быстрее, чем угасают.

Изучая два года подряд одни и те же звезды, астрономы пригляделись к ним, как лесорубы к деревьям. Опытный лесоруб, едва взглянув на дерево, скажет, не задумываясь, какой оно толщины, какой высоты и сколько из него получится древесины. Так и астрономы стали быстро узнавать цефеиды. И ими было замечено, что яркие цефеиды Магеллановых облаков мигают реже слабых. Наблюдение интересное. Стали его проверять — нет ли тут какой-либо закономерности. И оказалось, что цефеиды совсем слабенькие, шестнадцатисполовинной звездной величины, изменяют свою яркость в течение трех-четырех дней. Цефеиды более крупные — шестнадцатой величины — мигают чуть реже — в течение 5 суток. Цефеиды пятнадцатисполовинной величины еще медлительнее — им требуется 6 суток, пятнадцатой величины — 7 суток, четырнадцатисполовинной величины — 14 суток, четырнадцатой величины — 24 — 25 суток.

Заметив такую закономерность, астрономы научились определять звездные величины цефеид — по их периодам. Установив период цефеиды, даже не глядя на фотографию, ученые могли сказать, какой она величины.

Блеск цефеиды, то есть ее видимая яркость, и время, необходимое ей для завершения полного круга изменений, были закономерно связаны между собой.

Для пояснения замеченного явления астрономы нарисовали диаграмму и опубликовали ее в конце 1913 года.

На том дело и кончилось.

И никто ничего больше не заметил. А ведь эти астрономы стояли на пороге замечательного открытия, они держали его в руках, но не обратили на него внимания.

Цефеиды — маяки Вселенной

В чем же всё-таки дело? Что упустили ученые, исследовавшие цефеиды Магеллановых облаков?

Только то, что изучаемые цефеиды находятся не где-нибудь, а именно в Магеллановых облаках! То есть в одном  {137}  звездном скоплении. В этом-то всё дело! Это звезды одного роя.

Блеск звезд нашего неба не служит мерой их истинной яркости. Мешает разница в расстояниях. Яркая, но далекая звезда выглядит такой же, как и слабая, но близкая. Поэтому когда ученые определяли истинную яркость звезд, то им пришлось с помощью вычислений как бы перемещать звезды в пространстве и мысленно выстраивать их на равном удалении от Земли.

С цефеидами Магеллановых облаков подобную математическую операцию производить не нужно. Они и так расположены все вместе — на одном расстоянии от нас.

Конечно, там есть цефеиды, которые находятся на дальнем краю облака, есть и более близкие, но Магеллановы облака очень далеки от Земли. Небольшой разницей в расстоянии между отдельными цефеидами можно пренебречь и считать их все равноудаленными. А это значит, что блеск этих звезд соответствует их истинной яркости.

Глядя ночью издали на освещенные окна большого жилого дома, мы знаем: если какое-нибудь окно освещено сильнее, то значит, в той комнате горит более яркая лампочка, если же окно еле светится, так и лампочка, очевидно, тусклая.

Так и звезды Магеллановых облаков. Если две цефеиды одного облака равны между собой по блеску, — значит, их истинная яркость тоже одинакова. Если какая-либо цефеида блестит вдвое слабее своей соседки, — значит, она и в действительности вдвое слабее ее.

Блеск цефеид Магеллановых облаков может служить показателем их действительной яркости.

Когда это стало ученым ясно, они поняли, что держат в своих руках нити к замечательному, необычайно-важному открытию. Цефеиды могут оказаться подлинными маяками Вселенной. Они могут открыть путь к исследованию отдаленнейших областей окружающего нас пространства.

Ведь цефеиды Магеллановых облаков ничем не отличаются от цефеид, расположенных на других участках неба. Везде белые цефеиды изменяют свою яркость в меньшие сроки, чем желтые, а желтые цефеиды мигают чаще оранжевых. Поведение цефеид везде одинаково.

Предположим, что на каком-либо участке неба мы нашли семисуточную цефеиду, которая выглядит, как звезда десятой величины. Точно такие же семисуточные цефеиды имеются  {138}  и в Магеллановых облаках, но там они выглядят, как звезды пятнадцатой величины, то есть в сто раз более слабыми. Разница в пять звездных величин как раз соответствует уменьшению блеска звезды ровно в сто раз.

На основании всех исследований цефеид, выполненных учеными, бесспорно установлено, что цефеиды с равными периодами равны между собой и по своей истинной яркости. Значит, семисуточная цефеида, найденная нами среди какого-либо созвездия, равна по яркости цефеиде из Магелланова облака. Они одинаковы. Но блеск их различен. Одна — десятой величины, другая — пятнадцатой. Что это означает? А то, что более блестящая находится ближе к нам, чем более слабая цефеида из Магелланова облака.

Так как ее блеск в 100 раз сильнее, то она в 10 раз ближе. Прекрасное открытие! Оно позволяет нам узнавать, во сколько раз любая из цефеид ближе или дальше цефеид Магеллановых облаков.

Цефеиды мигают в гуще Млечного Пути. Они видны в шаровых звездных кучах. Их много в звездных скоплениях. Цефеиды всюду и везде! Их несколько тысяч, и до каждой из них удалось бы узнать расстояние, если бы мы смогли «достать» до Магеллановых облаков.

Ученые принялись за поиски ключа к загадке цефеид. Они искали какую-нибудь близкую к нам цефеиду, чтобы до нее можно было измерить расстояние тригонометрическим способом. Ведь достаточно узнать точное расстояние хотя бы до одной цефеиды, и тогда все остальные превратятся в километровые столбы с точным указанием расстояния от Земли.

Однако ни одной цефеиды в ближайших окрестностях Солнца нет. Все они расположены дальше, чем может «достать» тригонометрический способ. До ближайшей из цефеид — дельты Цефея — свыше трехсот световых лет, а до Полярной звезды шестьсот световых лет! Измерить параллакс этих звезд очень трудно: он слишком мал.

Ученые применили все известные им способы определения расстояний до звезд и в конце концов сумели узнать расстояние до нескольких цефеид. Эти звезды послужили опорой для нового способа определения расстояний, и с этого момента все цефеиды стали подлинными маяками Вселенной, которые сообщают, сколько километров или световых лет от Земли до того участка пространства, в котором находится цефеида.

Заметив в каком-либо звездном скоплении переменную  {139}  звезду, за ней начинают внимательно следить. Приходится делать около сотни измерений ее яркости, чтобы убедиться, что это действительно цефеида, и определить длину ее периода. Затем астроном со всей возможной тщательностью измеряет ее блеск, когда она разгорится, и потом, когда цефеида ослабеет, то есть определяет ее среднюю звездную величину. Предположим, что мы обнаружили цефеиду девятнадцатой звездной величины и с периодом около сорока суток. Сопоставив эти данные с данными других, уже изученных цефеид, мы узнаем, что если сорокасуточная цефеида имеет вид звезды девятнадцатой величины, то до нее 850 тысяч световых лет.

Сопоставление периода цефеиды с ее звездной величиной дает расстояние до этой цефеиды.

Словно тысячи невидимых нитей протянулись от Земли по всем направлениям, и длина каждой нити стала известна.

Исследование цефеид завершили советские ученые П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин, О. А. Мельников и другие. Они определили влияние космической пыли, которая витает между звездами и затуманивает их блеск. Не зная, сколько света поглощает космическая пыль, нельзя было измерять блеск цефеид и судить о расстояниях до них. Теперь, когда советские ученые нашли способ учитывать влияние облаков космической пыли, измерение блеска цефеид стало вполне надежным. Расстояние до них определяется теперь без больших ошибок.

Советские ученые доказали, что не только цефеиды, но и другие переменные звезды тоже могут служить верстовыми столбами Вселенной.

И это заслуга нашей отечественной науки.

Безусловное превосходство советских исследователей переменных звезд признано учеными всего мира. На международной астрономической конференции в 1946 году все работы по учету, регистрации и составлению каталогов переменных звезд поручены советским астрономам.




 {140} 


ГЛАВА ЧЕТВЕРТАЯ

ЗАКОН ТЯГОТЕНИЯ

Загадка упавшего яблока

Осенью 1664 года в Англии вспыхнула эпидемия чумы. Беспощадная болезнь подкашивала сотни жизней. Страх перед чумой гнал людей из города. Они покидали густо населенные места, уезжали в деревню, старались быть подальше друг от друга.

В 1665 году Ньютон уехал из Кембриджа, где он учился, и поселился на своей ферме, в Вульсторпе.

Здесь, в деревенской глуши, упорно работая, Ньютон нашел решение вопросов, занимавших умы всех ученых XVII века: что удерживает планеты возле Солнца и Луну около Земли, чем объясняется удивительный порядок в движениях планет, который был открыт великим польским ученым Николаем Коперником и Кеплером.

Кеплер нашел, что между временем обращения планет вокруг Солнца и их расстоянием от Солнца существует четкая математическая зависимость. Объяснить эту зависимость Кеплер не смог. Он только высказал догадку, что от Солнца, повидимому, исходит некая сила, которая удерживает планеты на орбитах и заставляет их соблюдать определенный порядок.

Какова эта сила, Кеплер не знал. Не знали этого и ученые — современники Ньютона.  {141} 

Исаак Ньютон.

Многие из них настойчиво искали решение загадки и очень близко подходили к цели. Им оставалось сделать буквально последний шаг. Но, как это часто бывает в науке, трудным оказывается не столько первый шаг, сколько последний. И этот последний шаг сделал Ньютон. Один из его современников рассказывает о том, как у Ньютона родилась мысль о тяготении.

Существует предание, что однажды летом 1666 года Ньютон вышел в сад возле его фермы и присел на скамью, погрузившись, как обычно, в размышления. Ветер шевельнул ветви яблонь, одно яблоко сорвалось с дерева и покатилось к ногам ученого. Ньютон невольно посмотрел на упавшее яблоко и задумался о причине, вызвавшей это, казалось бы, простое явление. Почему все предметы на Земле всегда падают вниз, только по направлению к центру Земли? Что заставило яблоко упасть? Должна существовать притягательная сила, сосредоточенная в центре Земли.

Размышляя об этом, Ньютон понял, что каждые две частицы любого вещества притягиваются друг к другу. Земля притягивает к себе яблоко, и яблоко притягивает к себе Землю. Притяжение взаимно.

Чем больше частиц заключено в каждом предмете, тем сильнее эти предметы притягиваются друг к другу.

Земля огромна — в ней очень много частиц, и потому сила тяготения между Землей и другими предметами велика и все предметы падают на Землю.

Значит, яблоко упало с дерева, повинуясь тяготению Земли. Точно так же оно упадет, если бросить его с крыши высокой колокольни и с обрыва величайшей горы. Повинуясь тяготению Земли, из туч выпадают дождевые капли.

Тяготение Земли распространяется выше всякой колокольни, выше всех гор и облаков.  {142} 

Может быть, оно достигает Луны?

Может быть, Луна описывает возле Земли нескончаемые круги потому, что она прикована к Земле незримой, но очень прочной цепью — тяготением? Луна и яблоко повинуются одному закону?

Луна находится далеко от Земли. Сила тяготения обязательно должна убывать с расстоянием, так же как ослабевает с расстоянием свет, — решил Ньютон.

Надо определить, чему равна сила тяготения на расстоянии до Луны. Она должна быть достаточна, чтобы удержать Луну на ее орбите.

Если это предположение верно, то его подтвердит вычисление.

Расстояние до Луны в те годы было известно ученым достаточно хорошо: оно равняется тридцати земным поперечникам, — но размеры земного шара оставались сомнительными. Однако других, более точных данных о величине Земли в распоряжении Ньютона не имелось.

Ньютон вычислил, чему равна сила тяжести на расстоянии до Луны, и с досадой отодвинул бумагу. Силы тяготения на расстоянии тридцати земных поперечников явно нехватало, чтобы удерживать Луну возле Земли. Ньютон отложил работу.

Прошло шесть лет. В 1671 году произвели новое, более надежное измерение земного шара. Земля оказалась немного больше, чем предполагали ученые.

Известие о новом измерении Земли достигло Лондона. В распоряжении Ньютона оказались более точные данные. Он снова повторил свои вычисления, и на этот раз итог неоспоримо доказывал: Луну удерживает на орбите притяжение Земли. Луна не покидает Землю потому, что непрерывно падает на нее, но, падая, упасть на Землю не может, потому что не приближается к ней.

Можно ли падать, не падая?

На первый взгляд это покажется несколько противоречивым — можно ли падать, не падая?

Заслуга Ньютона состоит именно в том, что он объяснил, как это происходит.  {143} 

Искривление пути Луны под влиянием тяготения.

Не будь земного тяготения, Луна полетела бы по прямой линии, стремительно удаляясь от Земли. Но тяготение существует. Луна повинуется ему так же, как и яблоко, сорвавшееся с ветки. Луна падает на Землю, но в каждую секунду падения она проходит по направлению к Земле ровно столько, насколько удалилась бы она, двигаясь прямолинейно.

В результате двух движений — поступательного и падения — получается движение Луны вокруг Земли.

Свою мысль Ньютон пояснил при помощи воображаемого опыта с пушкой, стреляющей с вершины горы. Проделаем и мы этот мысленный опыт.

Представим себе, что на вершине горы стоит артиллерийское орудие — гаубица. Она для нашего опыта удобнее пушки, так как заряды у гаубицы составные. Их можно увеличивать по желанию. Ствол орудия направим строго горизонтально, а в какую сторону — безразлично. Мы ведь будем стрелять не настоящими снарядами и вреда никому не причиним. Кроме того, допустим, что воздух сопротивления снарядам не оказывает, его как будто нет совсем.

Воображаемый опыт с гаубицей.

Начнем опыт. Заложим сначала небольшой заряд. Выстрел! Начальная скорость — двести метров в секунду. Снаряд пролетает несколько километров и падает. Следующий выстрел произведем более сильным зарядом, и, очевидно, второй снаряд пролетит дальше первого.

Берем всё более сильные заряды. С каждым выстрелом снаряды вылетают из дула орудия всё с большей скоростью и падают всё дальше и дальше от нашей гаубицы.

Предположим, что гаубица  {144} 

Так рисуют эллипс. На две булавки накинута нитяная петля. Натягивая острием карандаша нить, вычерчивают эллипс.

позволяет применять неограниченно мощные заряды пороха. Поэтому продолжаем стрелять, постепенно наращивая начальную скорость.

Дальность полета снарядов непрерывно возрастает. Вот они падают в полярной тундре, затем ложатся среди льдов Ледовитого океана, проносятся над полюсом. Еще увеличиваем заряды, — снаряды надают в Тихом океане, перелетают через экватор, через Южный полюс... Наконец, если мы придадим снаряду скорость, равную 7 906 метрам в секунду, то через 1 час 24 минуты 19 секунд снаряд пролетит мимо гаубицы и станет вечно летать вокруг Земли. При этой скорости путь снаряда будет круговым, в каждую секунду он будет падать по направлению к Земле на столько же миллиметров, на сколько будет удаляться от нее, то есть он будет «падать, не падая».

Продолжим наш опыт. Еще увеличим заряды. С каждым выстрелом Земля будет приобретать нового спутника, но пути их будут получаться уже не круговые, а овальные, то есть, имеющие форму эллипсов. Чем больше будет скорость снаряда, тем сильнее окажется вытянутость эллипса.

Скорость движения Луны по орбите как раз такова, что она описывает вокруг Земли слабо вытянутый эллипс, а сила тяготения Земли как раз достаточна, чтобы удерживать Луну на ее слегка эллиптической орбите.

Земля и все планеты точно так же обращаются вокруг Солнца по эллипсам, значит, и Солнце обладает силой притяжения, которая убывает с расстоянием и удерживает планеты, на их орбитах.

В 1685 году Ньютон прислал в Королевское общество рукопись книги, которая называлась: «Математические начала натуральной философии» (натуральной философией в Англии, и поныне называется физика).

В этой книге впервые был изложен закон всемирного тяготения. Он был записан Ньютоном так: «Каждые две частицы материи притягиваются друг к другу с силой прямо пропорциональной  {145}  произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними».

Что означает это выражение?

Две частицы материи, две планеты, или два арбуза, или две пылинки — всё равно, стремятся сблизиться — тяготеют друг к другу. Таково свойство самого вещества, из которого состоят все тела.

Сила взаимного притяжения двух тел зависит от количества вещества в них, от их массы; зависимость эта прямая, чем больше масса предметов, тем больше и тяготение между ними.

Сила, сближающая все тела, зависит также и от расстояния, разделяющего их, причем зависимость тут не прямая, а обратная, чем больше расстояние, тем меньше тяготение. Но, кроме того, эта зависимость не только обратная, но и квадратичная, а это значит, что если увеличим расстояние между телами вдвое, то взаимное притяжение ослабеет не вдвое, а в дважды два раза, то есть вчетверо. Если расстояние увеличится втрое, то тяготение уменьшится в трижды три, то есть в девять раз, и так далее.

Вот эта-то зависимость и выражена в законе словами: «обратно пропорционально квадрату расстояния между ними».

Закон всемирного тяготения не сразу получил признание со стороны ученых. Многие, даже очень крупные математики XVIII. века продолжали сомневаться в его правильности. Эти сомнения порождались неправильностями в движении Луны. Ученым казалось, что наш спутник «не слушается» Ньютона.

В 1750 году Российская академия наук объявила конкурс на лучшую научную работу, объясняющую все особенности движений Луны. Исследования, представленные на этот конкурс, неопровержимо доказали «покорность» Луны закону тяготения, и всякие сомнения в его правильности отпали.

Незаметная, но могучая сила

Закону всемирного тяготения подчиняется всякая частица вещества. Камень, брошенный в воздух, неминуемо падает на землю. Озера и реки, океаны и моря не выливаются из своих берегов. Воздух, легкий и подвижный, не разлетается в межпланетном пространстве. Луна кружится вокруг Земли, и Земля  {146}  не покидает Солнца. Всё это — и камень, и вода, и воздух, Луна, Земля, и Солнце, и самые далекие звезды — все они притягивают друг друга.

Но интересно вот что: почему же в обыденной жизни мы не всегда наблюдаем проявление этого закона. Почему все вещи в комнате стоят на своих местах и не притягиваются друг к другу — шкаф не ползет к письменному столу, а стол не движется к дивану?

Ведь тяготение стремится сблизить все предметы. Вещи, казалось бы, должны слипаться меж собой, как слипаются магниты, положенные слишком близко друг от друга. Но этого никто никогда не наблюдал.

Заметить тяготение небольших предметов действительно невозможно. Уж очень незначительна в этом случае действующая сила. Представьте себе муху, пытающуюся подтолкнуть шкаф к столу. Никакая муха не сдвинет шкаф с места, а сила тяготения шкафа и дивана примерно равна силе одной мухи. Ясно, что действие этой силы уловить невозможно.

Притяжение двух человек, находящихся на расстоянии двух метров друг от друга, равно одной сотой доле миллиграмма. Если даже два самых больших линкора, каждый по 40 тысяч тонн, поплывут рядом на расстоянии 200 метров друг от друга, то их взаимное притяжение будет равно приблизительно силе, которой обладает одна небольшая рыба.1 Конечно, этой силы недостаточно, чтобы сдвинуть корабли.

Вот поэтому-то мы не можем наблюдать действие тяготения между окружающими нас предметами, мы наблюдаем и ощущаем только притяжение земного шара, потому что он громаден и его тяготение велико.

Притяжение очень больших масс можно заметить. Вблизи гор — таких, как Эльбрус или Казбек, — отвес, то есть гирька, подвешенная на нитке, не висит строго вертикально,  {147}  а отклоняется в сторону горы. Гора притягивает гирьку, и с помощью чувствительных приборов силу притяжения горы можно измерить.

Чувствительные и точные приборы позволяют улавливать разницу в силе тяжести в разных местах Земли. Такие приборы называются гравиметрическими; их часто применяют геологи для разведки залежей полезных руд и минералов.

Над пластами железных руд сила тяготения больше, чем над песками или глинами. Удельный вес руды больше, чем песка, и поэтому руда сильнее притягивает, чем песок. Измеряя силу тяжести в разных местах Земли, геологи замечают, где под землей скрыты какой-нибудь массивный пласт или порода. Затем, закладывая буровые скважины, геологи узнают, что именно там лежит.

Притяжение небесных тел, таких, как Луна или Солнце, очень велико.

Допустим, что мы задумали заменить силу, удерживающую Землю возле Солнца, канатом или стальным тросом. Какой толщины понадобится трос, чтобы привязать Землю к Солнцу?

Предположим, мы имеем стальной канат толщиной в 4 сантиметра и сплетенный из четырнадцати проволок. Такой канат выдерживает тяжесть до 80 тонн.

Чтобы удержать Землю возле Солнца канатами вместо тяготения, понадобится к каждому квадратному метру земной поверхности, обращенной к Солнцу, привязать сто семьдесят восемь канатов.

Поверхность Земли, обращенная к Солнцу, равна круглым числом 255 000 000 000 000 квадратных метров. Помножив это число на 178, получите общее количество стальных тросов, заменяющих тяготение.

Если же вместо тонких канатов употребить один, но толстый, то он должен будет иметь в толщину круглым числом 8 500 километров, то есть только в полтора раза меньше диаметра земного шара. Столь велика эта, совершенно незаметная для нас, но могущественная сила, связывающая между собой все небесные тела.

Знаменитый русский ученый Константин Эдуардович Циолковский, творец первого проекта межпланетного корабля, написал в 1895 году полуфантастическую, но весьма поучительную книгу о тяготении под названием: «Грезы о Земле и Небе». В одной из глав этой книги описан чудак, знакомый  {148}  Циолковского. Этот чудак возненавидел тяжесть, как своего личного врага. Он разражался громовыми обвинительными речами против тяжести, доказывая ее неисчислимую вредность, и требовал беспощадной борьбы с тяготением Земли.

«Помилуйте, — кричал он, — нельзя выстроить дом, чтобы тяжесть не препятствовала этому всеми силами! Потаскайте-ка кирпичи, повозите-ка бревна...

Тяжесть обваливает мосты и здания. Она топит людей и корабли, груженные хлебом и другими богатствами. Она разбивает всё, падающее с высоты, и уничтожает градом полевые всходы. Она заставляет заводить массивные и дорогие жилища, мягкую мебель, тюфяки, подушки, перины. Она припирает нас к Земле, как червей, сковывает нас, как цепями. Она не позволяет грандиозно развиваться животному и растительному миру и делает тысячу других неприятностей».

Так возмущался чудак, ненавистник тяжести. Возразить ему, разумеется, нетрудно.

Благодаря силе тяжести ничто не сдвигается со своих мест, всё стоит прочно и надежно. Предметы, брошенные вверх или в сторону, не улетают прочь с Земли. Гири часов опускаются, маятники раскачиваются. Вода в реках послушно тащит на себе баржи и плоты, крутит колеса турбин гидростанций. Тучи проливаются дождем. Малыши забавляются на качелях, а зимой мы катаемся на санках и лыжах с гор.

Подумав серьезно о роли тяготения, поймем: тяжесть для нас совершенно необходима.

В самом деле, вообразим, что тяжесть внезапно исчезла. Что произойдет на Земле? Прежде всего атмосфера — наш легкий и подвижный воздух немедленно рассеется в пространстве. Вода морей и океанов, освобожденная от атмосферного давления, вскипит и в виде пара или отдельных капель покинет Землю вслед за воздухом.

Корабли, мосты, все здания, наши города и поселки, животные, все мы и всё, сделанное нашими руками, сорвется со своих мест. Земля, вращаясь вокруг оси, разбросает то, что на ней находится, так же, как разбрасывает «чортово колесо» в парке Культуры и отдыха тех, кто пытается на нем удержаться.

Под действием центробежной силы зашевелятся пласты земной коры. Поднимутся тучи песка, камней, полетят глыбы полярных льдов. Материки, эти огромные гранитные груды, приподнимутся и, ломаясь на куски, улетят прочь. Огненные  {149}  капли лавы с дымом и пеплом багровыми искрами разлетятся в пространстве.

Земля, лишенная тяготения, развалится, как разваливается от легкого толчка башня, сложенная из косточек домино. Исчезновение тяжести — ужаснейшая из катастроф, какую только можно вообразить. Но бояться ее не стоит. Такая катастрофа совершенно невозможна. Земля не может утратить силу тяготения. Тяготение является неотъемлемым свойством материи, и отнять это свойство у Земли нельзя.

Борьба с тяготением Земли

Тяжесть необходима. Она скрепляет мир, но кое в чем 'этот чудак всё-таки прав. Вот пример.

Наступила весна. Колхозники выходят в поле. Начинается пахота. В Советском Союзе пашня занимает круглым числом 1 600 тысяч квадратных километров. Допустим, землю пашут в среднем на глубину 18 сантиметров. Значит, тракторными и конными плугами хлеборобы Советского Союза ежегодно переворачивают гору земли более высокую, чем Казбек или Эльбрус. Разве это легкое дело! Будь тяжесть поменьше, насколько бы легче стало работать.

Или другой пример. Приложите палец к тому месту, где бьется пульс. Послушайте его и знайте, что с каждым ударом вашего сердца горняки СССР выдают «на-гора́» 8 тонн угля. Секунда прошла — 8 тонн, вторая — стало 16. Шахтеры рубят уголь глубоко под землей, наваливают его в вагонетки, вытаскивают на поверхность, перегружают в эшелоны... За год они добывают тяжелым подземным трудом четверть миллиарда тонн угля. А если бы тяжесть была поменьше, облегчился бы и труд горняков.

Шахтеры, рудокопы, строители, колхозники, железнодорожники, грузчики, шоферы — все они работают и бранят тяжесть.

Чтобы облегчить труд, придуманы тысячи разнообразных машин: длинные, как журавли, деррики, которые подают строительные материалы на постройки, могучие подъемные краны, грейферы, с пастью кашалота, для поднятия сыпучих веществ, зубастые экскаваторы-землеройки, движущиеся лестницы — эскалаторы в метро, заводские конвейеры, шахтные  {150}  подъемники, транспортеры, лифты и насосы. Все транспортные средства изобретены только для того, чтобы, преодолевая тяготение, поднимать и перемещать грузы.

Большая часть физического труда людей — это неустанная борьба с тяжестью. И чудак прав, утверждая, что тяготение — величайшее препятствие в каждой работе. Если уменьшить силу тяготения вдвое, — вдвое станет легче двигаться и работать. Но можно ли это сделать?

Чтобы ослабить силу тяжести, придется либо уменьшить массу земного шара, либо увеличить радиус Земли, то есть удалиться от ее центра, или же ускорить вращение Земли, чтобы противопоставить тяготению центробежную силу.

Все эти способы непосильны для людей. Если бы мы даже и смогли применить их, то не достигли бы цели, а только погубили бы жизнь на Земле, так как с ослаблением тяготения рассеялась бы наша атмосфера.

А нельзя ли изобрести вещество, не проницаемое для тяготения? Ведь существуют же материалы, не прозрачные для света, для радиоволн, для магнитных сил. Почему не может быть материала, не прозрачного для тяготения?.

В фантастическом романе Г. Уэльса «Первые люди на Луне» описано такое вещество — кеворит. Замечательный материал! Сделав себе подметки из кеворита, можно одним прыжком вскочить на вершину Эльбруса. А подложив лист кеворита под паровоз, можно поднять его руками, как игрушку, и перенести куда нужно. Обладая кеворитом, легко совершать невиданные подвиги.

К сожалению, вещество, подобное кевориту, возможно только в фантастических романах. В природе нет ничего не проницаемого для тяготения. Для него все тела совершенно прозрачны. От тяготения нельзя скрыться, загородиться или спрятаться. Тяготение невидимыми и неразрывными цепями удерживает планеты возле Солнца, спутников около планет и нас на поверхности Земли.

Ученые «взвешивают» Землю

Закон Ньютона дал науке способ определять массу небесных тел, или, иначе говоря, «взвешивать» их.

Мы знаем расстояние между планетами, можем определить и силу тяготения, связывающую их. Можем, следовательно,  {151}  вычислить массу Луны, всех планет или Солнца, то есть узнать, во сколько раз их массы больше массы Земли. Но для того чтобы узнать массы небесных тел в тоннах, нужно было прежде всего «взвесить» земной шар, узнать его массу в тоннах и тем самым найти меру, с которой можно будет сравнивать все остальные планеты.

«Взвесить» Землю хотел Ньютон, но он не успел выполнить свое намерение, а только указал, как приступить к решению задачи. После Ньютона многие физики по нескольку раз выполняли подобную работу и постепенно достигали всё более и более точных результатов.

Попробуем и мы «взвесить» земной шар тем же способом,. как это делали ученые еще в прошлом столетии, Этот способ прост и достаточно точен. Чтобы «взвесить» земной шар, закажем особые весы. Видом они должны походить на обыкновенные лабораторные весы с качающимся коромыслом, а на концах — обычные чашки. Но только чашек пусть будет не две, а четыре. Дополнительную пару чашек укрепим под основными чашками на проволоках длиной не менее 20–25 метров. Опыт, очевидно, придется делать в какой-либо башне или в шахтном колодце, так как в обычной лаборатории наши весы не поместятся.

Разумеется, мастерская обязана изготовить прибор как. можно тщательнее. Весы должны быть прочными и в то же время точными, потому что предстоит взвешивать... очень маленькие грузы. Допустим, что наш заказ мастерская выполнила хорошо. Выверим весы, отрегулируем их и определим, как велика может быть ошибка по вине прибора. Только после такой внимательной проверки можно будет приступать к определению массы Земли.

Сначала положим в верхние чашки по шару. Шары возьмем одинаковые, как близнецы, каждый шар весом ровна 5 килограммов.

Так как грузы на обеих чашках одинаковые — по 5 килограммов, то коромысло, разумеется, останется в равновесии. Затем переложим один шар из правой верхней чашки в правую нижнюю и посмотрим, что произойдет.

Казалось бы, ничего случиться не должно. Весы выверены, шары совершенно одинаковые, только они положены по-разному — один налево в верхней чашке; другой направо, на 25 метров ниже левого. Какая же может быть разница?

А разница немедленно обнаружится: весы качнутся. Шар,


 {152} 

Ученый записал вес добавочного грузика

Под чашку весов подкатили большой свинцовый шар.



 {153} 

положенный в нижнюю чашку, станет тяжелее своего собрата, оставшегося наверху. Простое перекладывание груза из одного места в другое изменяет его вес.

Такое невероятное, на первый взгляд, явление ничуть не должно нас удивлять. Произошло именно то, что и должно было произойти. Переложив шар в нижнюю чашку, мы тем самым приблизили его к центру Земли. А тяготение, иначе говоря, сила тяжести возрастает по мере приближения к Земле. Тяжесть на высокой горе меньше, чем в долине. Поэтому шар, лежащий внизу, на несколько тысячных долей миллиграмма окажется тяжелее шара, оставшегося наверху.

Теперь подложим в левую чашку к верхнему шару несколько крупинок — разновесов, чтобы коромысло весов вернулось в прежнее положение. Снова всё проверим и закроем арретир — рычажок, который запирает весы и мешает им качаться, когда это не нужно. Запишем вес тех крупинок, которые подложили к верхнему шару.

После этого можно приступить к главному опыту. Прикатим в помещение большой и очень тяжелый шар. Когда этот опыт проделывали впервые, то брали свинцовый шар весом в 5 775 килограммов. Представим себе, что и мы располагаем таким шаром. Эту почти шеститонную махину подтащим под весы и поставим так, чтобы она оказалась как раз под правой чашкой с нижним шаром.

После этого откроем арретир. Весы качнутся, стрелка тихонько поползет в сторону. Нижний шар опять станет тяжелее, он опять перетянет своего «близнеца».

И это явление находится в полном соответствии с законом тяготения.

Груз, лежащий в левой верхней чашке, испытывает притяжение только одной Земли. Груз, лежащий в правой нижней чашке, притягивается не только Землей, но и большим свинцовым шаром. Он становится тяжелее потому, что его тянет вниз, кроме притяжения Земли, еще тяготение к большому шару.

Влиянием же свинцового шара на груз, лежащий в левой верхней чашке, можно пренебречь: на расстоянии в 25 метров оно будет исчезающе мало.

Возьмем щипчики — пинцет — и достанем крупинки-разновески, такие маленькие, что их можно ухватить только пинцетом, и начнем подкладывать в чашку к верхнему шару. Нам придется прибавить грузик всего лишь в 588 миллиграммов,


 {154} 

Масса Солнца по сравнению с массами планет.


то есть около 0,6 грамма, и весы снова придут в равновесие.

На этом опыт закончится. Самое трудное в опыте — точнейшим образом определить вес добавочного грузика в 0,6 грамма — вес нескольких крупинок. Остальное — не слишком сложные расчеты.

Ученые много раз проделывали подобного рода опыты и установили довольно точно, что масса Земли равна:

5 974 × 1018 тонн,

то есть:

5 974 000 000 000 000 000 000 тонн.

Это очень большое число, с целым хвостом нулей, которое вы, несомненно, затруднитесь назвать. По принятому у нас наименованию больших чисел его можно прочесть так: пять секстиллионов девятьсот семьдесят четыре квинтиллиона тонн.

Узнав массу земного шара, ученые получили таким образом ту гирю или меру веса, с которой можно было сравнивать остальные планеты, и в первую очередь Солнце. Солнце тоже «взвесили», точнее сказать, вычислили его массу, судя по той  {155}  силе, с которой оно притягивает к себе Землю и остальные планеты.

Масса Солнца оказалась огромной. Солнце «весит» 2 × 1027 тонн, то есть 2 октиллиона тонн. Наше светило в 332 тысячи раз тяжелее Земли.

Затем ученые, пользуясь законом всемирного тяготения, определили массы остальных членов солнечной семьи — планет и лун. Все планеты и луны, вместе взятые, в 745 раз легче Солнца.

Ядро нашей планеты

Ученые сумели «измерить» и «взвесить» Землю, Солнце и звезды.

Полученные сведения о размерах и массах небесных тел позволяют получить не менее важные данные о плотности вещества, из которого состоят Земля, Солнце и звезды.

По сравнению с теми трудностями, которые преодолевали ученые, когда «измеряли» и «взвешивали» небесные тела, — определение плотности является совсем простой задачей. Достаточно число, выражающее массу небесного тела, разделить на число, выражающее его объем, и частное от деления даст плотность вещества, или, иначе говоря, его удельный вес.

Например, масса земного шара равна 5974 × 1018 тонн, а объем 1083 × 1018 кубических метров.

Какова же плотность Земли?

В учебнике физики приведены сведения о плотности различных горных пород, минералов и жидкостей, известных на Земле. Вода, например, имеет удельный вес, равный единице. Вес одного кубического метра воды принят у нас за меру веса, которая названа тонной. Пробка примерно вчетверо легче воды, ее плотность равна двадцати четырем сотым плотности воды. Гранит тяжелый — кубометр гранита потянет на весах 2 700 килограммов.

Самое легкое вещество на Земле — газ водород. При нормальном давлении и температуре 0° кубометр водорода весит 89,9 грамма. Самые плотные вещества — платиновые металлы: платина (21,4), иридий (22,4), осмий (22,5).

Удельный же вес вещества Земли получается удивительно большой. Земля оказывается весьма плотным телом. Один кубометр материала, из которого сложена Земля, весит  {156} 

Земной шар в 81 раз «тяжелее» Луны.

в среднем 5 520 килограммов. Он в пять с половиной раз тяжелее воды и вдвое тяжелее гранита!

И вот это-то и странно: все горные породы, которые мы видим вокруг, — песок, гранит, известняк, глина — вовсе не такие тяжелые. Кубометр песка весит 1,5 тонны, свежевырытой глины — около 2 тонн, базальта — 3 тонны, а вещество Земли — 5,5!

Очевидно, Земля не сплошь каменная или гранитная. Она только сверху, как корочкой, покрыта слоем песка, глин и других горных пород.

Под сравнительно тонкой земной корой расположено несколько слоев горных пород различного состава и всё возрастающей плотности. А на глубине в 2 900 километров начинается центральное ядро, свойства и состав которого для нас еще очень загадочны, но оно, по всей вероятности, состоит из железа и никеля, содержащего примеси кобальта, фосфора, углерода, хрома и серы.

Плотность металлического ядра нашей планеты равна примерно 9,6.

Можно думать, что и остальные планеты устроены примерно так же, как и Земля, все они имеют металлическое ядро, но только у одних оно меньше, а у других больше. И расчеты это до некоторой степени подтверждают.

Например, Луна — не велика. Из вещества земного шара можно было бы сделать восемьдесят одну Луну. А по объему юна только в пятьдесят раз меньше Земли. Плотность вещества, из которого состоит Луна, примерно соответствует таким горным породам, как базальт или диабаз (это те темные и прочные камни, которыми в городах мостят улицы).

Луна, вероятно, сплошь каменная, а если есть у нее металлическое ядро, так оно совсем маленькое. По мнению некоторых ученых, это подтверждает догадку о том, что Луйа — дочь Земли и на образование Луны пошли как раз те материалы, которые на Земле лежат сверху, то есть каменистые породы, а металлическое ядро в основном осталось у нас.  {157} 

Маленький Меркурий похож на Луну. Эта планета, как достаточно точно установил русский академик О. А. Баклунд и другие ученые, в 22 раза легче Земли, а объем ее в 14 раз меньше земного. Плотность Меркурия немногим больше плотности вещества Луны. Очевидно, Меркурий большого металлического ядра не имеет, он в основном каменный.

Венера — почти наш двойник. Она немного меньше и на 18% легче Земли. Ее масса не так давно была определена советским ученым Г. А. Чеботаревым. Она равна 1/408000 доле-массы Солнца.

Марс значительно меньше и легче Земли. Из Земли можно сделать девять таких планет, как Марс. Плотность его вещества примерно равна плотности Меркурия.

Иное дело Юпитер и остальные большие планеты. Юпитер в 1 345 раз больше нашей планеты по объему, а тяжелее ее только в 318 раз. Получается это оттого, что вещество Юпитера очень неплотное, оно лишь немногим плотнее воды. Почему Юпитер такой, объяснить пока трудно.

Сатурн и по величине и по весу меньше Юпитера. Из Сатурна можно сделать 95 земных шаров. Плотность Сатурна еще меньше, чем у Юпитера. Его вещество даже легче воды„ по удельному весу оно равно сухим березовым дровам или такой жидкости, как бензин.

Уран в 15 раз тяжелее Земли. Он тоже рыхл и по плотности соответствует Юпитеру.

Нептун в 17 раз тяжелее Земли. Плотность его немного больше плотности Юпитера.

Плутон — последняя планета, по весу, как полагают, он равен Венере, но какова его плотность — пока неизвестно.

Таким же арифметическим способом была определена плотность Солнца. Она равна 1,41, то есть вещество на Солнце почти в полтора раза плотнее воды. Однако не следует думать, что Солнце состоит из какой-либо жидкости. Оно для этого слишком горячо. Температура Солнца на поверхности равна 5 700°, а в недрах его царит жара по меньшей мере в 20 миллионов градусов. При такой температуре не только самые тугоплавкие вещества — такие, как вольфрам или углерод, — неминуемо обращаются в пар, но происходит превращение атомов одних веществ в другие.

Вещество Солнца газообразно. Солнце состоит из раскаленных паров и газов, которые вследствие высокого давления в его недрах сильно уплотнены, но всё же остаются газами.


 {158} 

Оказавшись на Луне, люди смогут совершать огромные прыжки.



 {159} 

Тяжесть на других мирах

Высадившись на Луне, на Марсе или на какой-либо другой планете, путешественники прежде всего столкнутся, с изменением своего веса. На больших планетах, где сила тяжести велика, это будет неприятно и неудобно. На малых же планетах изменение веса доставит исследователям на первых порах много забавных минут.

Допустим, космический корабль прилетел на Луну. Пассажиры вылезли наружу, и кто-нибудь на радостях вздумал сплясать русскую, да еще вприсядку. Первое же лихое коленце подбросит танцора на высоту двухэтажного дома. Конечно, следуя темной спортивной привычке, танцор, падая, спружинит мускулами ног и... опять подскочит, как мячик. Вместо пляски получаются прыжки, которым позавидуют лучшие прыгуны на земле — серны, горные козлы и кенгуру.

Если скафандры на исследователях Луны не будут иметь тяжелых свинцовых подошв, то ходить обычным способом люди на Луне в этих скафандрах не смогут. Волей-неволей им придется прыгать, делая шаги метра по четыре. Перескочить через пропасть в 20 метров шириной или через десятиметровую скалу не составит на Луне большого труда.

Играть в теннис, лапту или футбол на Луне будет весьма неудобно — площадки для игры там придется делать длиной с добрый километр.

Если человек на Земле может нести куль весом в 4–5 пудов, то на Луне он поднимет шесть таких кулей и будет похож на муравья, который тащит груз во много раз больше самого себя.

В очень курьезном положении окажется тот, кто на Луне вздумает принять лекарство. Капли будут вылезать из пузырька величиной с лесной орех, и их придется делить на части ложкой. Всё это потому, что на Луне сила тяжести в 6 раз меньше, чем на Земле.

Тут может возникнуть вполне законный вопрос: ведь Луна по весу в 81 раз легче Земли, по объему она меньше Земли в 50 раз, а сила тяжести на Луне слабее только в 6 раз. На первый взгляд это как-то не вяжется.

Однако никакого противоречия нет. Сила тяжести зависит не только от массы планеты, но и от расстояния до ее центра, то есть от радиуса планеты. Эта зависимость, согласно закону Ньютона, обратно пропорциональна квадрату расстояния:  {160} 

Сила тяжести на разных планетах.

вдвое ближе — тяготение вчетверо сильнее, втрое ближе — в девять раз сильнее, и так далее.

Расстояние от поверхности Луны до ее центра, то есть радиус Луны, более чем в три с половиной раза меньше радиуса земного шара — точнее, в 3,67 раза.

Более короткий радиус Луны усиливает действие тяготения ее массы почти в тринадцать с половиной раз. Точнее: 3,67 × 3,67 = 13,47.

Сила тяжести на Луне поэтому меньше земной не в 81 раз, а только в 6.

Именно поэтому, оказавшись на огромном Сатурне, человек разницы в своем весе почти не заметит. Хотя Сатурн В 95 раз тяжелее Земли, но зато и радиус его значительно больше земного. Одно другое покрывает, и сила тяжести на Сатурне отличается от земной лишь на 8%.

Такие расчеты сделаны для всех планет, кроме Плутона, о котором нет пока достоверных сведений.

Сила тяжести на маленьком Меркурии составляет двадцать семь сотых земной. Мальчик, весящий на Земле 30 килограммов, на Меркурии будет весить только 8,1 килограмма.

Венера — двойник Земли и по массе и по объему. Она только чуть меньше нашей планеты. Килограммовая гиря на пружинных весах на Венере потянет 840 граммов.

Сила тяжести на Марсе примерно втрое меньше земной — 0,37.

Хуже всего придется межпланетным путешественникам, если они высадятся на Юпитере. Человек почувствует себя на этой планете так, как будто на нем надет панцырь весом в 6 пудов. Побежать или подпрыгнуть на Юпитере невозможно. Там и ходить-то придется, с трудом передвигая свои, словно  {161} 

 

свинцом налитые, ноги. Слабосильному же человеку придется по Юпитеру не ходить, а ползать.

На Уране сила тяжести на 22% меньше, на Нептуне она на 11% больше земной.

В соответствии с силой тяжести изменяется на планетах и скорость падения тел. Если на Земле камень падает в первую секунду на 4,9 метра, то на Луне он пролетит за это же время только 0,8 метра, а на гиганте Юпитере — наоборот, целых 11,3 метра.

От силы тяжести зависит и так называемая «скорость убегания», то есть та скорость, которую должен развить космический корабль для того, чтобы покинуть ту или иную планету.

На Земле ракетный снаряд, выпущенный со скоростью в 11 060 метров в секунду, опишет в пространстве очень вытянутый эллипс. Он удалится от поверхности Земли на 339 593 километра. Если этот снаряд был выпущен

Ускорение силы тяжести на разных планетах, или какой путь пролетит падающий камень за одну секунду.


 {162} 

Схема полета на Луну.

по направлению к Луне, то произойдет событие, о котором мечтают люди уже несколько столетий. Снаряд повернется и полетит на Луну. Именно на этом расстоянии от Земли лежит граница — тот рубеж, на котором лунное притяжение пересиливает земное. Скорость в 11 тысяч метров в секунду выводит снаряд или межпланетный корабль из оков земного тяготения и подчиняет его тяготению Луны.

Если же в расчеты вкрадется ошибка и Луны поблизости не окажется, то снаряд, описав дугу, вернется обратно на Землю.

Чтобы вырваться из плена земной тяжести окончательно, нужна еще большая скорость. Она должна быть равна 11 200 метрам в секунду, и тогда наш снаряд, покинув Землю, станет летать вокруг Солнца, как крошечная планетка — астероид.

Одиннадцать тысяч двести метров в секунду — то есть свыше сорока тысяч километров в час — такова «скорость убегания», наименьшая скорость отправления межпланетных кораблей с Земли. Она в 33 раза превышает скорость звука, в 11 раз больше скорости пушечного снаряда. К 1950 году ученые уже достигли половины этой скорости, и первые ракеты-разведчики (без людей) улетали на границу земной атмосферы со скоростью — 6–8 тысяч метров в секунду.

Ученые произвели обстоятельные расчеты скоростей, с какими межпланетные корабли должны покидать другие планеты. На маленькой Луне и скорость «убегания» меньше, а на огромном Юпитере она больше.  {163} 

Луну космический корабль может покинуть при скорости 2 400 метров в секунду. С Марса ему придется улетать вдвое быстрее: «скорость убегания» с Марса равна 5 тысячам метров в секунду. На Юпитере она равна 59,5 километрам в секунду, на Сатурне — 35,5 км/сек, на Уране — 21,2 км/сек, на Нептуне — 23,5 км/сек, на Солнце — 617 километрам в секунду.

Победа дерзновенной мысли

В 1837 году В. Я. Струве закончил составление своего обширного каталога двойных звезд. Однако исследование светил этого рода Струве не прекращал и после издания каталога. Он продолжал их изучать и при этом сравнивал свои наблюдения с заметками других астрономов, которые работали до него, и время от времени возвращался к ранее измеренным звездам. Ученый хотел заметить изменения, которые происходят во взаимном расположении двойных звезд.

Особенно пристально Струве следил за небольшой двойной звездочкой в созвездии Большой Медведицы, помеченной на картах неба буквой «кси».

Спутник кси Большой Медведицы довольно быстро обходил вокруг главной звезды, поэтому В. Я. Струве при каждом повторном наблюдении старательно помечал, куда и насколько перекочевал кси-меньший. Перед астрономом постепенно вырисовывались очертания орбиты этой звезды.

В 1858 году тяжелая болезнь заставила В. Я. Струве совсем прекратить работу. Двойные звезды, в их числе и кси Большой Медведицы, стал наблюдать его сын, О. В. Струве. К этому времени кси-меньший прошел почти половину пути вокруг кси-большего. Много лет провел О. В. Струве у пулковского пятнадцатидюймового рефрактора. Этот телескоп был несравненно лучше девятидюймового дерптского телескопа, и с его помощью О. В. Струве значительно расширил и дополнил наблюдения своего отца. В 1886 году кси-меньший закончил один полный оборот вокруг главной звезды и вернулся на прежнее место. В распоряжении ученых оказались план орбиты спутника кси Большой Медведицы и время его обращения.

Когда О. В. Струве состарился и не мог работать у телескопа, он завещал двойные звезды своему сыну, Г. О. Струве, который продолжил дела деда и отца.  {164} 

Орбита двойной звезды гаммы Девы.

Трое Струве — отец, сын, внук — с неизменной аккуратностью отмечали положение звездочек, составляющих кси Большой Медведицы.

Другие астрономы, одновременно с семьей Струве и после них, также следили за перемещением спутников звезд. Они передавали наблюдения своим преемникам, и число измеренных орбит двойных звезд постепенно росло.

Ученые ожидали от двойных звезд большой услуги, и эти надежды оправдались.

В настоящее время прослежены и измерены орбиты не более чем у ста двойных звезд. Конечно, это число не велико, но ведь двойные звезды обращаются друг возле друга очень медленно. Чтобы дождаться, когда орбита спутника вырисуется достаточно четко, приходится ждать столетия.

Вот, для примера, орбита спутника гаммы Девы. На чертеже показан путь, пройденный им за сто лет — с 1825 по 1926 годы. Полное обращение вокруг главной звезды спутник, очевидно, закончит примерно к 1995 году.

Те двойные звезды, у которых орбиты определились вполне точно, позволили астрономам «взвесить» их.

«Взвешивание» звезд стало возможным потому, что был открыт закон всемирного тяготения, потому что была измерена наша планетная система и определены массы Солнца, Земли и остальных планет.

Солнечная система изучена достаточно хорошо. Мы знаем, что масса Солнца равна 2×1027 тонн. «Взвешены» также Земля и все остальные планеты. Известны время обращения каждой из планет и их расстояния от Солнца.

Ученые убедились в единстве законов природы для всей Вселенной. Тяготение заставляет планеты обращаться по круговым путям возле Солнца. Оно же управляет движениями спутников звезд по их орбитам.

Измерив расстояние до кси Большой Медведицы и определив


 {165} 

Обращение двойной звезды Крюгер 60. Левый снимок сделан в 1908 году, средний — в 1915 году, правый — в 1920 году.


размеры ее орбиты, ученые узнали, что кси-меньший отстоит от центрального светила в восемнадцать раз дальше, чем Земля от Солнца. Расстояние между этими звездами примерно равно расстоянию от Солнца до Урана.

Уран обращается вокруг Солнца за 84 года, а кси-меньший обращается возле своего собрата за 60 лет. Он движется по своей орбите быстрее, чем наш Уран по своей, и сила тяготения, связывающая кси Большой Медведицы со своим спутником, очевидно, больше силы тяготения между Солнцем и Ураном. Если бы это было иначе, то кси Большой Медведицы и ее спутник, увлекаемые центробежной силой, разошлись бы в разные стороны.

Большее тяготение вызывается большими массами. Значит, двойная звезда — кси Большой Медведицы массивнее, тяжелее Солнца.

Опуская вычисления, которые делают в таких случаях астрономы, приведем только их результат: кси Большой Медведицы в два с четвертью раза массивнее Солнца.

Наш ближайший сосед во Вселенной — звезда Толимак из созвездия Центавра — также имеет спутника, и это позволило определить его массу. Толимак — почти двойник нашего Солнца: его масса равна 1,1 массы Солнца. Спутник Толимака — тоже довольно большая звезда, ее масса равна 0,875 массы Солнца. Все остальные звезды не очень сильно отличаются от Солнца по массе. Огромное большинство звезд легче Солнца, но есть также много звезд, которые в 5–10 раз массивнее его. Среди сверхгигантов встречаются звезды с весьма значительными массами. Например, звезда-сверхгигант VV Цефея состоит из двух звезд; одна из них в 47 раз тяжелее Солнца, а другая тяжелее его в 33 раза. Исключительно массивна белая двойная звезда S Золотой Рыбки, каждая  {166}  из них примерно в 60 раз массивнее Солнца. Чемпионом среди звезд по массе считается двойная звезда, обозначенная в каталогах BD + 6°1309. Одна из этой пары в 115 раз больше Солнца по массе, а другая больше его в 138 раз.

Самая же большая из известных нам звезд — инфракрасный сверхгигант эпсилон Возничего — обладает сравнительно скромной массой. Он только в 10 раз тяжелее Солнца. Самая маленькая звезда, которую удалось «взвесить», — это Проксима из созвездия Центавра, она в 7 раз легче Солнца.

На небе видны еще более слабые звезды, но «взвесить» их не удается — они одиночки. У них нет спутников, при помощи которых можно было бы определить силу тяготения, а вместе с ней и массу. Способ «взвешивать» одиночные звезды пока еще не найден. Массы одиночных звезд ученые оценивают приблизительно, и точное значение массы остается неизвестным. Так, например, предполагают, что белый карлик из созвездия Рыб раз в 17 легче Солнца.

Тайна звездных недр

Сведения о плотности веществ на некоторых звездах показывают, что вещество на других мирах может находиться в таких состояниях, какие не встречаются на Земле.

Для примера возьмем звезду Антарес — «соперника» Марса из созвездия Скорпиона.

Диаметр «соперника Марса» в 330 раз больше диаметра Солнца, следовательно, по объему он больше Солнца в 36 миллионов раз. У Антареса есть небольшой спутник. Его присутствие позволило «взвесить» эту звезду. Масса Антареса, несмотря на его огромные размеры, равна всего лишь 30 массам Солнца. Следовательно, плотность вещества Антареса 30 : 360 000 000 = 0,00000083 плотности Солнца!

Другой великан звездного мира, который носит арабское название «Дом Близнецов», то есть Бетельгейзе, обладает вдвое меньшей плотностью, чем Антарес.

Газ, из которого состоит Бетельгейзе, разрежен настолько, что он в 154 раза1 легче водорода, легчайшего из газов! Бетельгейзе состоит из разреженных газов примерно такой  {167}  же плотности, как воздух на границе земной атмосферы. Это почти пустота! Вакуум! Человек, попавший на Бетельгейзе, одним выдохом мог бы наполнить воздухом объем, равный большой комнате, а чтобы накачать камеру футбольного мяча


Поперечник Антареса в полтора раза больше поперечника земной орбиты.


газом, из которого она состоит, пришлось бы трудиться целый день и в мяче поместилось бы по меньшей мере 78 кубических метров вещества Бетельгейзе.

Однако Бетельгейзе среди звезд-гигантов далеко не чемпион по ничтожной плотности своего вещества.

Из числа изученных звезд наименьшей плотностью обладает звезда эпсилон Возничего, ее плотность составляет 0,000 000 000 4 плотности Солнца. Рядовые обитатели Вселенной — звезды, подобные Солнцу, обладают плотностью почти такой же, как у Солнца. Сириус имеет плотность 0,40, Процион — 0,30 плотности Солнца. А наш сосед Толимак по плотности почти равен Солнцу.

Звезды-карлики, такие, как Летящая звезда или Проксима  {168}  Центавра, обладают на редкость большой плотностью, например, Летящая в 5,5 раза меньше Солнца по массе и в 244 раза меньше его по объему. Следовательно, плотность вещества Летящей в 44 раза больше плотности Солнца, а удельный вес ее вещества равен 62.

На Земле не известно ни одного вещества, имеющего такой же удельный вес. Наиболее плотные вещества на земле — металлы: осмий, иридий и платина — почти втрое уступают по плотности веществу Летящей. Из чего же может состоять эта звезда? Астрономы считают, что Летящая и другие подобные ей звезды сложены из самых обычных веществ.

На звездах нет каких-либо неизвестных, «неземных» веществ. Все тела Вселенной построены из одинаковых материалов, но эти материалы могут находиться в самых различных состояниях, от крайнего разрежения до очень сильного уплотнения. Примером могут служить так называемые белые карлики — маленькие плотные звездочки вроде той, что была недавно найдена в созвездии Кассиопеи.

Когда ученые обнаружили во Вселенной первого белого карлика, они просто не верили ни своим глазам, ни своим вычислениям. Плотность вещества этого карлика, по самым осторожным подсчетам, получилась чудовищно огромной. Она достигала 50 тысяч килограммов в одном литре. Это казалось ученым чем-то невероятным, математической ошибкой, результатом незамеченных погрешностей в измерениях. Словом — чем угодно, но только не истиной.

Прошло некоторое время. Среди звезд нашелся другой белый карлик, затем еще один и еще... Существование белых карликов и вещества в состоянии большого уплотнения пришлось признать доказанным.

Сейчас белых карликов насчитывается около восьмидесяти штук, и все они расположены сравнительно недалеко от Солнца. Это должно быть понятно. Ведь на большом расстоянии белые карлики из-за своих ничтожных размеров не видны. Поэтому астрономы могут «вылавливать» только тех карликов, какие находятся поблизости.

Общее же число белых карликов весьма велико. По подсчетам профессора П. П. Паренаго, в пределах Млечного Пути может быть несколько миллиардов белых карликов.

Некоторые из этих удивительных звездочек изучены сравнительно неплохо. Белый карлик из созвездия Большого Пса по объему в 40 тысяч раз меньше нашего Солнца, а по массе  {169}  почти равен ему. Его плотность составляет примерно 52 тысячи килограммов на литр.

Кусок вещества этого белого карлика размером со спичечную коробку будет весить на земле 1900 килограммов. Девять или десять таких «коробочек» составят полный груз двухосного товарного вагона.

По сравнению с другими такими же звездами белый карлик из Большого Пса может считаться не очень плотным. В созвездии Эридана у звезды омикрон-два есть спутник — белый карлик. Плотность его вещества равна 90 тоннам в одном литре! Палочку размером с обыкновенный карандаш, сделанную из вещества подобной плотности, нельзя будет положить на деревянный стол. Ее вес — одна тонна, — сосредоточенный на маленькой поверхности, продавит стол, и «карандаш», свалившись на пол, пробьет междуэтажные перекрытия.

Третий интересный белый карлик найден в созвездии Рыб. Он находится на расстоянии в 13,2 светового года от Солнца. Эта звездочка по объему почти равна Земле, а вещество в ней уплотнено настолько, что его хватило бы на изготовление 46 тысяч таких шаров, как Земля. Плотность вещества белого карлика из созвездия Рыб в 250 тысяч раз больше плотности воды.

Рекорд плотности принадлежит уже известному нам белому карлику из созвездия Кассиопеи. Плотность этой малютки-звезды превосходит всё, известное нам о звездах этого типа. Она достигает 2,4 тонны в кубическом сантиметре, около 4 тонн в наперстке!

Кусок такого вещества, каким-либо образом доставленный на Землю, будет весьма трудно удержать на поверхности Земли. Он утонет в горных породах, как свинец в сметане, и, продавив верхние слои земной коры, уйдет в недра земли.

Таковы сведения о плотностях звезд, добытые наукой.




 {170} 


ГЛАВА ПЯТАЯ

АСТРОНОМИЯ НЕВИДИМОГО

Планета, открытая карандашом

Тяготение действует всюду. Оно хотя и убывает с расстоянием, но нигде не исчезает совсем. Даже далекий Сириус или Вега оказывают свое влияние на движение Земли.

Сложное действие сил тяготения астрономы постоянно наблюдают в движении небесных тел.

Кометы, пролетая мимо огромного Юпитера, заметно изменяют свой путь. А некоторые из них, возможно, были пойманы Юпитером в плен и стали его спутниками.

Маленькие астероиды никогда не движутся точно по одному и тому же пути. Притяжение планет заставляет их постоянно менять орбиты.

Когда Юпитер становится на нашей стороне, а не за Солнцем, Земля отходит от Солнца и приближается к Юпитеру. Продолжительность нашего года от этого чуть-чуть увеличивается.

Небольшой Плутон, который даже невидим с Земли без телескопа, и тот притягивает к себе земной шар с силой в 18 миллионов тонн!

Точно так же и наша Земля своим тяготением оказывает влияние на движения других небесных светил. Пусть это влияние будет незначительно, так как Земля мала, но оно всё же существует. Тяготение взаимно. Всякое изменение в положении  {171}  одного небесного тела сказывается на движениях всех остальных.

Изучение сложного взаимодействия небесных светил составляет одну из труднейших и увлекательных областей в астрономии. Исследование причин, вызвавших изменения, или, как говорят астрономы, возмущения в движениях небесных тел — планет, комет и звезд — привело к нескольким важным открытиям.

13 марта 1781 года В. Гершель, осматривая небо в поисках каких-либо диковинок, заметил в созвездии Овна светило, имевшее вид зеленоватого диска. Гершелю и в голову тогда не пришло, что найденное им светило может оказаться планетой. Он подумал, что ему попалась на глаза особого рода бесхвостая комета.

Несколько месяцев спустя выяснилось, что другие астрономы наблюдали зеленоватое светило гораздо раньше Гершеля. В дневниках обсерваторий сохранились записи этих наблюдений, но никто новичком не заинтересовался, и планета оставалась не открытой.

В 1782 году русский академик А. И. Лаксел, основываясь на всех наблюдениях, какие были сделаны астрономами, вычислил, что орбита «бесхвостой» кометы почти круговая. Она ничего общего не имеет с сильно вытянутыми орбитами настоящих комет, и, следовательно, найденное светило не комета, а планета, более далекая от Солнца, чем Сатурн. Время ее обращения — 84 года, расстояние от Солнца — 2872,4 миллиона километров.

Планета, открытая Лакселом и Гершелем, получила название Урана.

Лаксел не удовольствовался первоначальным вычислением орбиты Урана. Пользуясь новыми наблюдениями, он продолжал проверять свою работу.

Поведение планеты Урана удивляло Лаксела. Он трудился, вычисляя его путь, старался предусмотреть и влияние соседей-великанов — Юпитера и Сатурна — и чуть ли не каждый год проверял свои вычисления, но всё же его расчеты не сходились с действительностью. Уран упорно сворачивал с предвычисленного пути и по какой-то неизвестной причине отклонялся в сторону. В его движении, как говорят ученые, происходили неучтенные возмущения.

И вот что было странно: остальные планеты — Марс, Юпитер и Сатурн — двигались по своим орбитам, послушно


 {172} 

Планета была открыта за письменным столом.



 {173} 

следуя закону Ньютона. Всякие отклонения в их движений поддавались объяснению: сказывалось притяжение соседних планет. Только один Уран упрямо нарушал порядок.

Лаксел пришел к выводу, что за Ураном имеется еще одна планета. Она своим притяжением и вызывает неправильности в движениях Урана. Существование, планеты-невидимки Лаксел доказывал вычислениями орбит комет. Кометы, пролетая мимо неизвестной планеты, тоже повиновались ее притяжению и изменяли свой путь в пространстве.

Астрономы обшаривали небо, пытаясь отыскать неведомое светило, но безуспешно. Это и понятно: далекая планета должна казаться нам слабой звездочкой, а небо велико! Таких звездочек сотни тысяч. Искать одну из них так же безнадежно, как иголку в стоге сена.

Нескольким ученым пришла в голову дерзновенная мысль. Они задумали открыть планету математическим путем, не глядя на небо, то есть, исходя из отклонений Урана, вычислить ее Небесный адрес.

Молодой ученый Леверрье попробовал поискать планету путем вычислений. Летом 1845 года он приступил к делу.

Леверрье не прикасался к телескопу, не смотрел на небо, а работал за письменным столом, окруженный грудами книг и астрономическими таблицами. В его руках был карандаш, а перед глазами — формулы закона всемирного тяготения и астрономические данные о неправильностях в движениях Урана.

Продолжая работу, начатую А. И. Лакселом, Леверрье сравнивал путь Урана, вычисленный на основании закона тяготения, с тем, что наблюдалось в действительности. Судя по отклонениям Урана, он старался найти силу притяжения неизвестной планеты, ее массу, орбиту и, наконец, ее место среди звезд.

Работа длилась всю зиму, весну и лето. 31 августа 1846 года Леверрье представил в Академию наук доклад, в котором была вычислена орбита новой планеты.

Читая этот доклад, астрономы говорили: «Мы видим теперь новую планету точно так же, как Колумб видел Америку с берегов Испании. Мы чувствуем ее движение; это движение как бы осязается далеко проникающими щупальцами математического анализа, осязается едва ли хуже, как если бы планета была перед нашими глазами».

Леверрье продолжал свою работу. Через две недели он  {174}  довел ее до конца и написал письмо астроному Галле, у которого имелись точные карты неба:

«Направьте Ваш телескоп на точку эклиптики в созвездии Водолея на долготе 326°, и Вы найдете в пределах одного градуса от этого места новую планету с заметным диском, имеющую вид незначительной звездочки».

Галле несколько раз перечитал удивительное письмо. Сомнений не было — Леверрье просил посмотреть на планету, которую он открыл за письменным столом.


Карта участка неба, на котором был найден Нептун. В квадратике — вычисленное положение планеты, в кружке — место, где она оказалась в действительности.


Щупальцы математического анализа дотянулись до далекой планеты и указали ее адрес на небе.

Планету нашёл карандаш математика, а телескопу астронома осталось послушно повернуть свой стеклянный глаз в указанное место и посмотреть. Карандаш стал командовать телескопом. Это было важное и торжественное событие. Человеческий разум нашел орудие более могущественное, чем простое наблюдение. Закон всемирного тяготения приносил изумительные плоды.

Едва стемнело, Галле направил телескоп на созвездие Водолея и методично осматривал каждый участок неба возле указанного места.

Прошло полчаса.

И вдруг в поле зрения телескопа появилось светлозеленое  {175}  пятнышко. Оно имело ясно видимый диск. Это и была планета Нептун, указанная Лакселом и найденная Леверрье.

Известие об изумительной победе науки облетело весь мир. Директор Гринвичской обсерватории выдвинул ящик стола. Там лежала рукопись молодого английского ученого Адамса. Рукопись заканчивалась словами, похожими на письмо Леверрье. Адамс также просил астрономов направить телескоп в указанное им место и поискать там соседа Урана.

Эта рукопись ожидала астрономов целый год. Гринвичские и кембриджские астрономы отнеслись с недоверием к работе молодого ученого. Им показалось, что работа Адамса слишком фантастична. Впрочем, один из английских астрономов начал было поиски планеты Адамса, но взял для проверки слишком большой участок неба. Как оказалось впоследствии, он даже видел Нептуна, но не обратил на него внимания. Промедление было наказано. Леверрье и Галле опередили английских астрономов. Родина Ньютона была вынуждена уступить Франции честь одного из самых замечательных доказательств закона Ньютона и гипотезы Коперника.

Фридрих Энгельс, один из гениальных основоположников современного материалистического мировоззрения, писал об открытии Нептуна:

«Солнечная система Коперника в течение трехсот лет оставалась гипотезой, в высшей степени вероятной, но всё-таки гипотезой. Когда же Леверрье, на основании данных этой системы, не только доказал, что должна существовать еще одна, неизвестная до тех пор, планета, но и определил посредством вычисления место, занимаемое ею в небесном пространстве, и когда после этого Галле действительно нашел эту планету, система Коперника была доказана».1

Нарушитель закона Ньютона

Вскоре после открытия Нептуна Леверрье заметил в солнечной системе еще одно трудно объяснимое явление.

Обстоятельства этого дела были таковы. Леверрье задумал составить новые таблицы планетных движений, потому что  {176}  старые таблицы изобиловали погрешностями. Они не удовлетворяли возросшим запросам науки, и их следовало заменить новыми.

Грандиозная работа, потребовавшая у Леверрье почти тридцатилетнего труда, была начата в 1850 году.

На девятом году работы очередь дошла до Меркурия. Леверрье проверил прежние данные, сравнил их с новыми наблюдениями и невольно улыбнулся. Он вспомнил старинное выражение: «Меркурий нарочно создан для тоге, чтобы порочить авторитет астрономов и путать их таблицы».

Действительно, планета «пошаливала». В своих основных движениях она следовала законам Ньютона, но, кроме того, допускала еще некоторые отклонения. Ежегодное нарушение закона тяготения ею было невелико, даже ничтожно, но с течением времени оно накапливалось. Леверрье определил величину отклонения в тридцать восемь дуговых секунд за столетие. Впоследствии оказалось, что Леверрье немного ошибся.

Сотрудник Института теоретической астрономии Академии наук СССР Г. А. Чеботарев заново обработал наблюдения над Меркурием за прошлые годы и установил, что отклонение Меркурия составляет сорок две и шестьдесят пять сотых долей угловой секунды за столетие.

Изменение в положении Меркурия, не объяснимое законом Ньютона, более чем втрое превышает видимый поперечник Меркурия во время его наибольшей близости к Земле. Это величина, которой астрономы ни в коем случае не могут пренебрегать. Леверрье постарался исследовать замеченное им явление.

Разумеется, ученый не мог допустить даже мысли о произвольных движениях планеты. Без причины не бывает ничего, причина должна найтись. Леверрье решил, что на движение Меркурия влияет какая-то неизвестная планета, которая находится, повидимому, между Солнцем и Меркурием. Судя по силе притяжения, эта планета примерно равна Меркурию и влияет на него так же, как Нептун на Урана.

«Нам же эта планета не видна, — думал Леверрье. — Она мала, близка к Солнцу и прячется в его лучах».

12 сентября 1856 года Леверрье доложил Парижской академии наук о своих предположениях. Его доклад был опубликован.

Вскоре Леверрье получил письмо от страстного любителя астрономии Лескарбо, который писал, что он тоже догадался  {177}  о существовании планеты «икс» между Меркурием и Солнцем и вот уже четырнадцать лет упорно ищет ее на небе.

«Не так давно — 26 марта этого года, наблюдая Солнце, я увидел маленький черный кружок, который двигался по солнечному диску. Это могло быть только планетой», — сообщал Лескарбо.

Леверрье посетил обсерваторию Лескарбо, поговорил с ним, убедился, что этот любитель астрономии обладает солидными познаниями, большим опытом и наблюдения производит весьма тщательно.

Леверрье поверил тому, что Лескарбо действительно видел новую планету, и тут же дал ей имя — Вулкан. Он вычислил ее орбиту и время обращения.

Известие об открытии Вулкана опубликовали.

Астрономы стали разыскивать новичка, чтобы посмотреть на него своими глазами. Но увидеть его, однако, никто не мог. Один бразильский астроном сообщил, что он наблюдал Солнце одновременно с Лескарбо, и в тот день ничего на Солнце не было.

Леверрье и Лескарбо получили несколько насмешливо-поздравительных писем и чувствовали себя очень неловко. Лескарбо, вернее всего, принял за планету солнечное пятно. Так или иначе, Вулкан оказался ошибкой.

Вулкана искали всё-таки еще лет двадцать и бросили, так как убедились, что он не существует.

А Меркурий оставался таинственной планетой, чуть ли не единственной в солнечной системе, которая совершает движение, не объяснимое законом тяготения.

С тех пор многие астрономы пытались решить загадку Меркурия. Если только перечислить их фамилии, то они займут в книге целую страницу.

Все усилия ученых были бесполезны. Меркурий нарушал закон тяготения. Он подчинялся еще какому-то закону, совершенно неизвестному, который почему-то не оказывал своего действия на остальные планеты.

Это явление было исследовано в начале текущего столетия, и сейчас доказано, что в некоторых случаях закон тяготения, так, как он был дан Ньютоном, не вполне точен.

Когда планета движется по своей орбите очень быстро и находится вблизи такого массивного тела, как Солнце, то формулы закона тяготения требуют небольшого дополнения, учитывающего скорость движения планеты по орбите.  {178} 

Благодаря знанию закона всемирного тяготения астрономия стала находить не доступные для оптических инструментов небесные тела. Зародилась особая отрасль астрономии — астрономия невидимого.

Во многих случаях оказывается проще и лучше искать какое-либо небесное тело за письменным столом, чем с помощью телескопа среди бесчисленного множества звезд.

Например, в 1923 году астрономами был потерян восьмой спутник Юпитера, и его наблюдения прекратились.

Восьмая луна Юпитера находится далеко от своей планеты. Кроме притяжения Юпитера, на ее движение по орбите оказывает также сильное влияние тяготение Солнца. Это ставит ее в положение «слуги двух хозяев». И ее движения весьма сложны.

Восьмая луна Юпитера очень мала — она имеет около 50 километров в поперечнике и видна звездочкой шестнадцатой величины. Понятно, что найти такую крошку среди звезд, не зная заранее, где она находится, дело почти невозможнее.

Поисками потерянной луны занялась астроном Ленинградского института теоретической астрономии Н. Ф. Боева. Она вычислила местоположение «беглянки», и по ее указаниям восьмую луну Юпитера нашли.

Чтобы предотвратить в дальнейшем подобные пропажи, астрономы В. Ф. Проскурин и Д. К. Куликов вычислили движения восьмого спутника Юпитера за все годы, начиная с 1908 по 1947.

В настоящее время исследования по астрономии невидимого в области нашей планетной системы сосредоточены в Ленинградском институте теоретической астрономии. Ленинградские ученые следят за всеми отклонениями в движениях планет и их лун.

Эта кропотливая, но весьма важная работа поручена советским ученым Международным астрономическим союзом в 1946 году.

Открытие белого карлика

Очень крупная победа астрономии невидимого была совершена при наблюдениях Сириуса — самой яркой звезды на небе и одного из наших ближайших соседей по Вселенной.

Сириус заинтересовал ученых некоторой странностью своего  {179} 

Змеевидное движение Сириуса по наблюдениям с 1850 по 1920 год. Справа — план орбиты спутника Сириуса.

движения в пространстве. Сириус был одной из первых звезд, движение которых было замечено астрономами. Это перемещение Сириуса среди других, более слабых и далеких звезд совершается крайне медленно. Только за 1 400 лет Сириус пройдет на небе расстояние, равное видимому поперечнику Луны. Однако, если следить за ним много лет подряд, то его перемещение становится вполне очевидным.

Современник В. Я. Струве, немецкий астроном Бессель обратил внимание, что путь Сириуса в пространстве не совсем обычен — он движется не так, как остальные звезды, а словно рыскает из стороны в сторону, прочерчивая извилистый змеевидный след.

Точно такое же змеевидное движение было замечено и у другой яркой звезды нашего неба — Проциона, или альфы Малого Пса.

Бессель заинтересовался удивительной особенностью Сириуса и Проциона и следил за ними в течение десяти лет — с 1834 то 1844 год. Ученый точнейшим образом отмечал каждое изменение их положения на небе и старался найти причину замеченного им явления.

В результате исследования Бессель пришел к выводу, что своеобразное движение этих звезд можно объяснить одним: у Сириуса и у Проциона есть спутники. Притяжение этих спутников заставляет звезды отклоняться от прямого пути.

Судя по величине отклонений, спутник Сириуса не может быть маленьким телом, вроде планеты. Планетоподобный спутник слишком мал, — он был бы не в состоянии своим притяжением заставлять Сириус столь сильно изменять путь в пространстве.

Следовательно, спутник Сириуса — светило достаточно массивное: оно должно примерно равняться по массе нашему  {180}  Солнцу и обращаться вокруг Сириуса в течение пятидесяти лет. Но почему же загадочные спутники Сириуса и Проциона не видимы в телескоп? Единственно, что мог предположить ученый для объяснения загадки, — это признать таинственных спутников темными, несветящимися звездами.

Сообщение Бесселя было принято другими астрономами с недоверием; им казалось, что Бессель попросту заблуждается. Но всё же это открытие заинтересовало ученых.


Сириус и его спутник.


За Сириусом стали следить, и наблюдения убеждали, что движения Сириуса действительно необычны.

Пулковский астроном К. Ф. Петерс, работавший в то время в Кенигсберге, проверил все наблюдения Бесселя и вычислил орбиту звезды-невидимки. Он даже сумел указать, на каком расстоянии от Сириуса ее следует искать.

Авторитет Петерса, завоеванный первыми измерениями параллаксов звезд в Пулковской обсерватории, был чрезвычайно велик. Астрономы говорили: «Петерс не ошибается». Его исследование убедило всех, что Сириус действительно повинуется притяжению невидимого спутника. Но почему Сириус-второй не виден в телескоп, понять всё-таки никто не мог.  {181} 

Петлеобразная орбита дзеты Рака С.

Загадка разрешилась лишь в 1862 году при испытании нового большого телескопа.

Инструмент совершенно случайно направили на Сириуса и возле него увидели маленькую звездочку.

Эта звездочка занимала как раз то место на небе, которое было указано Петерсом, и она действительно оказалась спутником Сириуса.

А невидимкой он был, потому что размеры его весьма невелики. Спутник Сириуса в 40 тысяч раз меньше нашего Солнца по объему. Он оказался белым карликом, то есть маленькой, горячей, но очень плотной звездой. Это был самый первый белый карлик, обнаруженный учеными. Через тридцать четыре года после открытия спутника Сириуса удалось увидеть и другую звезду-невидимку — спутника Проциона.

Это были крупные победы астрономии невидимого за пределами солнечной системы.

Закон всемирного тяготения и сила математического анализа позволили астрономии совершать замечательные открытия и находить во Вселенной небесные тела, которые не доступны оптическим инструментам. Открытие спутника Сириуса, прежде чем его могли увидеть в телескоп, послужило толчком к применению нового способа изучения Вселенной.

Находки невидимых небесных тел с помощью астрономии невидимого стали довольно обычным делом. Еще в прошлом столетии сын великого русского ученого В. Я. Струве и второй директор Пулковской обсерватории — О. В. Струве заметил удивительное движение дзеты Рака.

Дзета Рака — тройная звезда. У нее есть два спутника: один из них расположен близ центрального светила и обращается вокруг него за пятьдесят девять лет. Дальний спутник — дзета Рака С — находится на большом расстоянии от главной пары звезд и одно обращение вокруг нее заканчивает в шестьсот-семьсот лет. Причем движение дзеты Рака С необычайно. Эта звезда выписывает в пространстве аккуратные  {182}  правильные петли. Она словно вальсирует с каким-то невидимым партнером. Такое своеобразное движение звезды доказывает, что дзета Рака не тройная, а четверная звезда и дзета Рака С является спутником не видимой нам, темной, но массивной звезды, вокруг которой она обращается.

Соседние планетные миры

Вот уже несколько столетий, как астрономы и все люди, близкие науке, стремятся узнать, одиноки ли мы во Вселенной, нет ли у звезд планет, подобных планетам, обращающимся вокруг нашего Солнца. Неужели наша солнечная система — явление исключительное и единственное в мире?

В прошлые века некоторые философы и астрономы, рискуя жизнью и свободой, осмеливались думать, что планетных миров во Вселенной много. Один из них — Джордано Бруно — утверждал, что звезды — это такие же солнца, как и наше, и что возле звезд имеются планеты, подобные Земле, и на них возможна жизнь, такая же, как и на Земле.

«В безмерном лоне бесконечной Вселенной возникают, развиваются, уничтожаются и снова рождаются бесчисленные миры... Существуют бесчисленные солнца, бесчисленные земли, которые кружатся вокруг своих солнц, подобно тому как наши семь планет кружатся вокруг нашего Солнца»,1 — так писал великий философ и поэт Джордано Бруно свыше трехсот пятидесяти лет назад, и мы теперь знаем, что он был прав.

За свои убеждения Джордано Бруно поплатился жизнью: в 1600 году, по приговору церковного суда — инквизиции, его сожгли на костре.

Такие же мысли о множестве обитаемых миров высказывал Михаил Васильевич Ломоносов, чем вызвал негодование синода.2 Синод обратился к императрице Екатерине Второй с просьбой издать строгий указ: «дабы никто отнюдь ничего писать и печатать как о множестве миров, так и всем другом, вере святой противном и с честными нравами несогласном, под жесточайшим за преступление наказанием, не отваживался».  {183} 

Церковники даже мысли не могли допустить о существовании планет возле звезд. Это казалось им чудовищной ересью, «вере святой противной», опасным преступлением, которое подрывает основы религии. Церковники прекрасно понимали, что если Земля не самое главное тело во всей Вселенной, если таких планет, как Земля, много, то библейское учение о сотворении мира превращается в пустую, бессмысленную сказку.

Земля перестает быть творением бога, то есть явлением исключительным и единственным во всей Вселенной.

Найти планеты возле звезд означало нанести религии смертельный удар.

Но можно ли их найти?

Расстояния, отделяющие нас от звезд, огромны. Они сильно скрадывают размеры небесных тел. Например, Толимак, или альфа Центавра, — большая звезда. По объему, по массе и по светимости она почти равна нашему Солнцу. Толимак является ближайшей к нам солнцеподобной звездой. До него всего лишь 4,28 световых года, но виден он нам маленькой светлой точкой, и в современные телескопы нельзя увидеть его диск. А как же разглядеть на таком расстоянии планеты? Они ведь совсем крошечные небесные тела.

В нашей солнечной семье Юпитер и Сатурн считаются великанами, но Юпитер в 967 раз меньше Солнца по объему, а Сатурн меньше его в 1 710 раз. О Земле и говорить нечего, она совсем как пылинка по сравнению с Солнцем. Земля по объему в 1 300 000 раз меньше Солнца.

Надо также учесть, что планеты — тела темные, не самосветящиеся. Нам они видны потому, что близки и освещены Солнцем. Но ведь отраженный свет слаб. На большом расстоянии планеты будут совершенно невидимы.

Для современных оптических инструментов, то есть для астрономии видимого, планеты возле звезд недоступны. Иное дело — астрономия невидимого.

В течение последних лет астрономы предприняли несколько попыток найти планеты возле других солнц. Ими был составлен список наиболее близких звезд и собраны все прежние фотографические снимки тех участков неба, где находятся эти звезды. Одновременно ученые начали фотографировать «поднадзорные» звезды и полученные снимки сравнивали с прежними.

Эта кропотливая работа заняла несколько лет. Астрономы  {184}  тщательно вычерчивали для каждой «поднадзорной» звезды ее путь в пространстве и надеялись, что таким образом им удастся уловить то змеевидное извилистое движение, которое выдало присутствие спутника у Сириуса.

У многих звезд имелись легкие признаки уклонения от прямого пути, но эти признаки были слишком незначительны. Они не давали оснований утверждать, что уклонение вызвано тяготением невидимых спутников. Может быть, то было просто влияние неизбежных ошибок наблюдений.

Зато у Летящей, 61 Лебедя В и еще у трех-четырех безымянных зведочек путь в пространстве был явно извилист. Они двигались не по прямой линии, а отклонялись от нее то вправо, то влево. Эти звезды несомненно испытывали притяжение своих темных, невидимых спутников.

По величине замеченных отклонений можно было судить о массах этих спутников. Они были не велики и примерно равнялись двум сотым массы нашего Солнца.

Однако в распоряжении ученых, производивших это исследование, не было достаточно точных и непрерывных наблюдений за большой промежуток времени. Они пользовались по большей части случайными снимками или снимками, которые делались для другой цели. Это, разумеется, приводило к ошибкам и снижало качество исследования.

Пулковский астроном А. Н. Дейч, пользуясь прекрасными фотографическими наблюдениями Пулковской обсерватории, которые велись непрерывно в течение сорока лет, исследовал движение 61 Лебедя В. Дейч установил, что у 61 Лебедя В действительно имеется темный и небольшой спутник. Он обращается вокруг своего солнца за пять лет. По массе он в 60 раз меньше нашего Солнца и только в 16 раз больше Юпитера.

У некоторых других звезд ученые предполагают существование спутников, которые в 100 и даже в 150 раз меньше Солнца по массе.

Ясно, что называть столь небольшие небесные тела звездами нельзя. Вероятно, это крупные планеты. Очень может быть, что V этих звезд есть планеты поменьше, такие же, как Земля и Марс, но заметить влияние их притяжения пока не удается.

Если ближайшие звезды имеют планетоподобных спутников, то, очевидно, и другие, более далекие звезды должны иметь таких же спутников. Значит, наша солнечная система  {185}  не единственная во Вселенной, многие звезды обладают планетами. Планетные системы, повидимому, довольно обычное явление во Вселенной.

Если из девяти планет солнечной семьи одна планета — Земля — обитаема, другая планета — Марс — также имеет признаки жизни, то почему у Летящей или 61 Лебедя В не может быть таких же обитаемых планет?

Мы вовсе не одиноки во Вселенной.

Астрономия невидимого принесла нам сведения о планетоподобных спутниках звезд и вместе с тем подорвала один из последних устоев религии — представление об исключительности нашей планетной системы.

Открытие планетоподобных спутников у звезд продолжает дело, начатое Коперником. Астрономия освобождает человечество от религиозных заблуждений. Планетные миры многочисленны, и наша Земля не единственная обитаемая планета.

Луна ускоряет свое движение

Наш серебристый друг ночей торопится. Многолетние наблюдения показали, что Луна действительно движется по небу не так, как ей предписывает закон всемирного тяготения. Она непрерывно ускоряет свой бег вокруг Земли, словно ее подталкивает какая-то неведомая сила.

В конце XVII века, проверяя старинные записи солнечных затмений, ученые столкнулись с необъяснимым расхождением между записями и астрономическими вычислениями.

Например, греческий историк Плутарх описывает затмение, которое он наблюдал в городе Херонее 20 марта 71 года после полудня. Ученые проверили эту запись, и их вычисления показали, что 20 марта 71 года затмение действительно было, но не в Херонее, а только поблизости от этого города.

Будь такое расхождение одно, на него просто не обратили бы внимания. Решили бы, что Плутарх ошибся, — и дело с концом. Но так получалось с каждым затмением, описание которого находили в древних рукописях. В каждом случае обнаруживали маленькое несогласие. Каждый раз тень Луны падала не там, где ей надлежало быть по вычислениям астрономов. И вот что важно: чем старше была запись, тем больше оказывалось несоответствие.


 {186} 

Прилив.


Нельзя думать, что Плутарх и другие историки записывали то, чего не видели. Об ошибках в вычислениях также не может быть и речи, но, определяя время и место затмения, астрономы считали, что и Луна вокруг Земли и Земля вокруг своей оси вращаются совершенно равномерно. Записи же историков заставляли думать, что либо Луна торопится, ускоряя свой бег по орбите, либо Земля замедляет вращение вокруг оси.

И то и другое ученым казалось невероятным. Но факт был неоспорим. Каждое столетие Луна опережала свое прежнее положение на четыре и три десятых дуговых секунды, за шестнадцать веков она ушла вперед на одну двадцать шестую долю своего видимого поперечника.

Величина ускорения совершенно ничтожна. Но за шестнадцать веков разница в положении Луны накопилась, она стала совершенно явственной и настойчиво потребовала объяснений.


 {187} 

Отлив.


Почти двести лет загадка Луны не поддавалась решению. Астрономы старались понять, почему наш спутник ускоряет свое движение, они высказывали различные предположения, производили сложные вычисления, но, увы, все усилия оставались тщетными.

Найти причину кажущегося нарушения Луной закона тяготения помогло изучение морских приливов. Это явление природы оказалось очень важным.

Дважды в сутки в океане поднимается вода. Огромной волной катится она к берегам, заливает отмели и низины, яростно бьется у скалистых утесов.

Шесть часов и 13 минут длится наступление моря на берега. Затем, словно выбившись из сил, вода откатывается назад, обнажая прибрежные камни. Наступает отлив. Рыбаки, пользуясь им, торопятся на промысел: вода сама выносит их в открытое море.

Шесть часов и 13 минут продолжается отлив. А затем  {188}  океан вновь возвращается, обрушивая на берега удары волн.

За 24 часа 50 минут, то есть за так называемые лунные сутки, вода дважды набегает на сушу и дважды отходит назад.

Так продолжается годы, века и тысячелетия. Неизменно и неуклонно изо дня в день повторяется смена приливов и отливов.

В озерах и во внутренних морях приливы почти не наблюдаются. В Черном море и на Балтике они малы и незаметны. Эти моря окружены со всех сторон сушей, с океаном их соединяют только узкие проливы, через которые трудно проникнуть приливной волне.

У берегов океана приливы достигают огромной величины. Особенно грозны они в узких заливах, фиордах, или губах и в устьях рек, которые впадают в океаны. Там наступление прилива представляет величественное и красивое явление.

Грандиозны приливы в устье реки Амазонки. Ее могучее течение, встречаясь с приливом, поднимает воду почти отвесной бурливой стеной так, что образуется вал высотой с двухэтажный дом.

С ревом водопада, белый от пены, водяной вал стремительно движется вверх по реке. Сжатая берегами приливная волна вырывает с корнем деревья, выворачивает камни, опрокидывает и разбивает суда, не успевшие укрыться в безопасных бухтах.

Туземцы, жившие на берегах Амазонки, называли прилив «амазуну». От этого слова и пошло название реки.

Очень большие приливы — до 11 метров высотой — бывают в Пенжинской губе Охотского моря. Грозны приливы на Курильских островах, когда воды Тихого океана устремляются между островами в Охотское море.

В других местах приливы бывают не такими бурными. Просто поднимается вода, а через шесть часов она отходит. Высоки, но спокойны приливы в Баренцовом море. В Мурманске, например, во время прилива тральщики1 стоят на одном уровне с пристанью, или, как там говорят, с брюггой, а когда наступит отлив, то с брюгги видны только мачты, а само судно внизу, оно опустилось вместе с водой.


 {189} 

Приливы вызывает Луна

Что приливы каким-то образом связаны с Луной, люди догадались очень давно. Они заметили, что самые большие приливы бывают во время новолуния или полнолуния, а самые маленькие — в первой или последней четверти.

Ученые до Ньютона высказывали по этому поводу самые разнообразные предположения, большей частью фантастические и неправдоподобные. Суть же явления они разгадать не могли, так как не знали закона тяготения.

Ньютон понял, в чем дело, и нашел правильное объяснение приливов. Земля притягивает Луну. Луна отвечает ей тем же, потому что притяжение взаимно. Следовательно, на Земле мы должны наблюдать влияние лунного тяготения. И мы видим — приливная волна неотступно следует за Луной, прокатываясь по океанам вокруг земного шара. Вот в этом-то и сказывается влияние тяготения Луны: она притягивает воду морей и океанов, заставляя ее приподниматься.

Но вот что удивительно: приливных волн образуется не одна, а две. Первая поднимается на той стороне земного шара, которая обращена к Луне, а другая — на противоположной. Так, например, когда Луна подняла приливной вал в Южно-Китайском море, то такой же вал поднимается и в Гвинейском заливе у берегов Африки. Сразу трудно понять, почему же и на противоположной стороне Земли вздымается прилив, — ведь Луны там нет и воду, казалось бы, ничто не притягивает.

Вот в этом-то как раз и дело! На противоположном полушарии Земли вода испытывает меньшее притяжение со стороны Луны, потому что ее отделяет от Луны большее расстояние. Когда Луна стоит над берегами Китая, от поверхности Тихого океана до Луны будет около 378 тысяч километров, а от поверхности Гвинейского залива — 390,8 тысячи километров — на 12 800 километров дальше.

Больше расстояние — меньше притяжение, и вода в Гвинейском заливе как бы отодвигается от Земли, приподнимается бугром, образуя вторую приливную волну.

Кроме лунных приливов, на Земле образуются и солнечные. Солнце своим тяготением также вызывает подъем океанской воды. Но Солнце далеко, расстояние скрадывает силу его влияния. Солнечные приливы в два с лишним раза слабее лунных.  {190} 

Образование приливов под влиянием тяготения Луны и Солнца.

В дни новолуния, а также полнолуния Луна и Солнце находятся на одной линии, тогда они «тянут» вдвоем. Их притяжения складываются, и в такие дни приливы бывают особенно большими.

Таким образом, и величина приливов и время их наступления зависят от взаимного положения на небе двух светил — Луны и Солнца.

Ученые тщательно изучали это сложное и важное явление природы, и прежде всего они постарались определить истинную величину прилива. В море это сделать было трудно, так как на высоту прилива влияют и глубина воды у берегов, и течение, и характер дна.

Самый первый в мире и весьма чувствительный прибор для измерения приливообразующей силы был построен гениальным русским ученым М. В. Ломоносовым. С помощью этого прибора Ломоносов произвел много опытов, но записей результатов не сохранилось, так как большая часть записных книжек Ломоносова погибла. И его прибор был забыт, как и многие другие замечательные открытия и изобретения великого русского ученого. Этому содействовало также несколько странное название, которое Ломоносов дал своему прибору: «универсальный барометр», — тогда как по своему существу он является не барометром — измерителем давления воздуха, а гравиметром — измерителем силы тяжести.

Вторично прибор Ломоносова был изобретен только в 1940 году, когда надобность в нем уже миновала, так как основные исследования приливов  {191} 

«Универсальный барометр» Ло­мо­носова, служивший для на­блю­дений за изменениями силы тяжести.

к этому времени были закончены.

В 1913 году, когда ученые приступили к измерениям приливообразующей силы, для этой цели было устроено искусственное «море». В длинную и совершенно прямую канаву закопали железную трубу так, чтобы она занимала строго горизонтальное положение. Длина трубы равнялась 150 метрам. По концам ее были устроены маленькие окошечки. Затем трубу до половины налили водой и наглухо закупорили.

Через окошечки ученые наблюдали, как происходят внутри трубы приливы и отливы — лунные, солнечные и совместные. На основе закона Ньютона было высчитано, какова должна быть действительная высота прилива. Результаты вычислений сравнили с наблюдениями. Оказалось, что вода в трубе поднимается меньше, чем требуют вычисления. Открытие удивило ученых. Они стали тщательно отыскивать причину несоответствия и в конце концов нашли ее.

Вместе с трубой слегка вспучивается земная кора, — она тоже приподнимается под влиянием тяготения Луны. Приливная волна прокатывается не только по океанам и морям, но и по суше. Луна своим притяжением приподнимает почву, горы, поля, леса — решительно всё, что есть на Земле. Получается как бы «сухопутный» прилив.

Очень точные измерения поднятия суши под влиянием тяготения Луны произвел известный русский астроном, член-корреспондент Академии наук СССР А. Я. Орлов. Он определил, насколько изменяется сила тяжести на поверхности Земли вследствие притяжения Луны, и с помощью весьма чувствительного прибора, называемого горизонтальным маятником, установил, насколько отклоняется отвесная линия, когда поднимается на суше приливная волна.

На основании многочисленных измерений в разных пунктах нашей страны Орлов первый дал точное значение для  {192} 

Когда встает Луна, всё становится чуть легче.

высоты «сухопутной» приливной волны в земной коре. Величина ее небольшая. Во время совместного действия Луны и Солнца приливная волна на суше едва достигает 25 сантиметров.

Таким образом, когда на небе светит полная Луна, — почва под нашими ногами незаметно и плавно приподнимается. А когда Луна заходит, она опять опускается.

А мы все при свете Луны становимся чуть-чуть легче. Ребенок 25 килограммов весом потеряет в весе около 5,5 миллиграмма.

Вот теперь посудите сами, какая же это колоссальная работа — дважды в сутки поднимать океаны и материки. На преодоление трения приливной волны о дно моря, на ежесуточные колебания суши тратится очень много энергии, но ведь само собой на свете ничего не делается. Где-то должен быть источник энергии приливов, и, повидимому, не маленький источник.

Луна тормозит Землю

Английский ученый Джорж Дарвин, сын известного естествоиспытателя Чарльза Дарвина, посвятил изучению приливов почти всю жизнь. Джорж Дарвин указал источник, откуда черпается энергия на образования приливов.

Приливные волны катятся навстречу вращению Земли. Они, словно две тормозных колодки, зажимают Землю, трутся о ее поверхность. Чтобы преодолевать трение приливов, Земля расходует энергию своего вращения, и с каждым тысячелетием  {193}  она вращается всё медленнее и медленнее, а сутки, стало быть, становятся всё длиннее и длиннее.

Земной шар огромен. Приливная волна по сравнению с Землей мала. Тормозящее действие прилива поэтому чрезвычайно невелико. За столетие сутки удлиняются приблизительно на две тысячных доли секунды. Но год за годом это удлинение постепенно и неуклонно накапливается.

Со времени Плутарха прошло девятнадцать столетий. За-это время Земля немного замедлил а. свое вращение, и сутки удлинились почти на четыре сотых доли секунды.

Вот это-то изменение и заметили астрономы, когда сравнивали записи древних историков со своими вычислениями сроков затмений.

Пройдут сотни и тысячи веков, в сутках будет уже не 24, а 25 нынешних часов, потом их станет 30, 40, 50. Сутки сравняются с неделей, а затем с месяцем.

А виновник этого — Луна и ее тяготение. Наш серебристый спутник тормозит Землю, мешая ей вращаться. Из года в год Луна постепенно совершает свое незаметное дело. Она стремится замедлить вращение Земли настолько, чтобы сутки сравнялись с месяцем, то есть, чтобы Земля навсегда обернулась к Луне одной стороной и смотрела на нее одним полушарием, точно так же, как Луна сейчас смотрит на нас.

Луна словно мстит нам за то, что Земля много миллионов лет назад затормозила Луну, обернув ее к себе одной стороной. Тогда Луна была горячей, может быть, даже огненно-жидкой. На ее поверхности вздымались приливные волны, вызванные могучим притяжением Земли. Наша планета по сравнению с Луной огромна, и ее притяжение велико. Поэтому приливы на Луне были тоже велики, и они сильно тормозили вращение Луны.

С каждым веком Луна вращалась всё медленнее и медленнее, а в конце концов время вращения Луны вокруг ее оси и время обращения вокруг Земли уравнялись. Луна окаменела, повернутая к Земле одной стороной.

Приливная волна на Луне поднялась и осталась в неизменном положении. Застывший прилив нарушил правильную форму шара, и Луна имеет слегка вытянутую по направлению к Земле форму. Вот почему наш спутник — Луна обращена к Земле всегда одной и той же стороной.

Теперь же Луна тормозит вращение Земли.

Но и самой Луне это не проходит безнаказанно. Тяготение  {194}  взаимно. Луна притягивает воду на Земле, поднимая приливы, а приливные волны, в свою очередь, притягивают Луну. Их тяготение сказывается на движении нашего спутника по орбите. Луна постепенно удаляется от Земли, описывая в пространстве всё более широкую орбиту.

Словом, Луна, как беспокойный сосед, мешает Земле вращаться вокруг оси, а Земля, словно стремясь избавиться от влияния Луны, отодвигает ее от себя.


Луна постепенно удаляется от Земли


Изучение приливов открыло сложную и увлекательную картину взаимодействия между небесными телами.

Солнечное притяжение вызывает приливы на всех планетах. Меркурий когда-то быстро вращался, но солнечные приливы затормозили его вращение и уравняли сутки Меркурия с его годом. Меркурий повернут к Солнцу одной стороной, и его сутки и его год равны 88 нашим дням.

Венера дальше Меркурия. На ней солнечные приливы слабее. Солнце не успело полностью затормозить ее вращение  {195}  и повернуть к себе одной стороной. Но сутки на Венере уже стали длинными. Они равны, как предполагают астрономы, Примерно 30 нашим суткам; так как Венера обращается вокруг Солнца за 210 дней, то в году на Венере бывает только 7 суток.

Марс дальше Земли. Приливное действие там еще слабее. Но и он, вероятно, когда-то вращался, делая один оборот часов за пять-шесть. Как бы живым свидетелем быстрого вращения Марса служит его спутник Фобос, который обегает планету за семь часов.

История рождения Луны

Приливная теория удачно объяснила еще одну загадку, которая раньше не находила разрешения и изрядно удивляла астрономов. Эта загадка — царица ночи, наша Луна. Ни у одной планеты нет такого крупного спутника. Масса Титана — самой большой луны Сатурна — в 4 000 раз меньше массы своего хозяина. Ганимед — самая большая луна Юпитера в 12 200 раз меньше самого Юпитера, а Луна меньше Земли только в 81 раз.

Ученые обстоятельно исследовали влияние приливного трения на Землю и Луну. Они проследили, как накапливались те незначительные изменения, которые привели нашу планету и ее спутника в их нынешнее положение.

Астрономы мысленно отступали в прошедшие века и смотрели историю Земли, как киноленту, которую механик заправил в аппарат другим концом, отчего все события на экране пошли в попятном порядке.

Раньше земной шар вращайся быстрее, чем сейчас.

Пулковский астроном Б. М. Рубашев вычислил, какова была скорость вращения Земли в различные геологические эпохи. Когда на Земле росли пышные хвощи — сигилярии и лепидендроны, а в теплых болотах откладывались пласты растительных остатков, которые со временем превратились в каменный уголь, Земля делала один оборот в 22 часа и 16 нынешних минут.

В более далекую геологическую эпоху, когда на Земле появлялись первые животные, наши сутки были еще короче. Они длились только 20 часов и 36 минут.  {196} 

Академик А. М. Ляпунов.

В глубине веков — 1 300 миллионов лет назад, — в эпоху, которая называется археозойской, в сутках было всего лишь 16 часов и 42 минуты. В более древние эпохи сутки имели не 16 часов, а еще меньше.

Луна также находилась ближе, чем сейчас. Ученые высчитали зависимость между скоростью вращения Земли и расстоянием до Луны. Чем глубже уходили они в прошлое, тем короче становились сутки и ближе была Луна.

И, как предполагают ученые, в далеком прошлом Земля была огненным клубком, бешено вращавшимся вокруг оси. Тонкая корочка остывающих горных пород слегка затягивала ее багровую поверхность. Густые и плотные облака раскаленных паров и газов, освещенные снизу заревом, окутывали земной шар. Земной шар тогда делал один оборот за четыре-пять часов и до Луны было так близко, что обе планеты почти касались друг друга.

Пути решения этой сложной математической задачи — о вращении Земли в далеком прошлом — были разработаны и указаны замечательным русским математиком Александром Михайловичем Ляпуновым.

Основываясь на трудах академика Ляпунова, ученые высчитали, что Земля и Луна обращались друг возле друга за четыре-пять часов примерно три с половиной или четыре миллиарда лет назад. Можно предполагать, что именно тогда образовалась наша удивительная двойная планета Земля — Луна. Возраст «старушки» Земли определяется, таким образом, примерно в четыре миллиарда лет.

Исследование колец Сатурна

В конце 1610 года Галилей направил телескоп на планету Сатурн и, к своему великому удивлению, увидел ее похожей на сахарницу с двумя ручками. Разглядеть получше, что виднеется по бокам Сатурна, Галилей не мог; его телескоп был


 {197} 

Старинные изображения Сатурна.


слишком для этого слаб. Ученый предположил, что видит двух спутников планеты, и сделал запись о своем открытии такой фразой: «Высочайшую1 планету тройною наблюдал».

Через несколько лет странные придатки у Сатурна исчезли, и Галилей стал сомневаться в существовании этих спутников.

Внешний вид Сатурна долгое время смущал ученых, так как Сатурн был не похож на остальные планеты.

Только в 1658 году при помощи более усовершенствованных телескопов астрономам удалось рассмотреть Сатурн получше и убедиться, что странные придатки — не что иное, как широкое плоское кольцо, опоясывающее планету по экватору. Это кольцо и делает Сатурн иногда похожим на сахарницу,  {198}  а иногда на круглую шляпу с полями. Когда кольцо поворачивается к нам ребром, оно становится невидимым, так как оно очень тонкое. В это время Сатурн имеет вид обычной планеты.

Кольцо Сатурна состоит из трех частей или отдельных колец. Самое близкое к планете, слабосветящееся темное кольцо имеет в ширину 18 000 километров, среднее, самое яркое и широкое, имеет в ширину 26 000 километров и наружное, тоже темное, — 16 000 километров.

Общая ширина колец такова, что земной шар мог бы катиться по кольцам Сатурна, как футбольный мяч по садовой дорожке, — диаметр земного шара впятеро меньше ширины колец. Толщина колец не велика — около пятнадцати километров.

В течение двухсот с лишком лет между учеными не прекращались споры о том, что собой представляют эти кольца; одни считали их твердыми, другие утверждали, что кольца состоят из жидкости.

Начало математическому исследованию колец Сатурна положила первая русская женщина-математик София Васильевна Ковалевская. Основываясь на законе тяготения, она доказала, что кольца Сатурна ни в каком случае не могут быть сплошными и твердыми, так как часть кольца, более


Сатурн и его кольца.


 {199} 

близкая к планете, должна обращаться вокруг планеты быстрее, чем дальняя. Если бы кольцо было твердым, то тяготение Сатурна неминуемо разорвало бы его на части.

Исследованием колец Сатурна занимался также академик Аристарх Аполлонович Белопольский. Он сумел измерить скорость вращения отдельных частей кольца и доказал, что действительно ближние к планете, внутренние части кольца обращаются быстрее внешних и кольца Сатурна не твердые и не жидкие: они представляют собой плоский рой метеоритов — камешков различной величины. Это полчища крошечных лун, из которых каждая обращается вокруг планеты по своей орбите.

Работы Белопольского продолжил академик Григорий Абрамович Шайн. Он исследовал состав света, отражаемого кольцами, и определил, что кольца гораздо «голубее» самой планеты. А это означает, что они состоят из очень мелких частиц, похожих на пыль или песок.

Роль приливных сил

Труды Ковалевской и Белопольского заставили вспомнить о работе, выполненной французским математиком Рошем. Этот ученый исследовал математическим путем вопрос, что случится со спутником планеты, если он чересчур приблизится к ней.

Вычисления Роша показали, что на близком расстоянии тяготение планеты будет настолько велико, что даже в твердых пластах горных пород спутника возникнут большие приливные волны.

Поверхность спутника придет в движение, на нем зашевелятся горы, а на равнинах поднимутся волнистые гряды холмов.

Сторона спутника, обращенная к планете, будет испытывать большее притяжение, а противоположная сторона — меньшее. Разница в силе тяготения будет весьма значительна, спутник окажется как бы между жерновами.

В конце концов приливные силы разорвут, размелют спутника, неосторожно приблизившегося к планете. Он развалится на куски и превратится в груду беспорядочных обломков.


 {200} 

Если Луна когда-либо приблизится к Земле, наше небо украсится аркой из ее обломков.


Сталкиваясь друг с другом, обломки искрошатся и постепенно разойдутся по орбите в виде плоского кольца, такого же, как у Сатурна.

Рош вычислил также, каковы размеры опасной зоны, в которую не должен попадать спутник планеты. Граница этой запретной зоны, называемой пределом Роша, лежит на расстоянии примерно двух с половиной радиусов планеты, считая от ее центра.

Кольца Сатурна находятся как раз в этой запретной зоне. Возможно, что Сатурн разорвал одну из своих лун, когда она проникла внутрь запретной зоны.

Может быть, и наоборот, стая метеоритов, попав в опасную зону, не смогла собраться в одно целое и образовать луну, так как в пределах зоны Роша этому помешали приливные силы планеты.

Расстояние до ближайшего спутника Юпитера равно 2,54 радиуса Юпитера, то есть немногим больше предела Роша. Если какая-нибудь сила заставит его перешагнуть границу, наши потомки увидят рождение первого кольца Юпитера.

В настоящее время один из крупнейших советских астрономов академик В. Г. Фесенков проверил эту старинную работу и установил, что предел Роша опасен только для достаточно  {201}  крупных спутников. Небольшие луны, имеющие несколько десятков километров в поперечнике, могут проникать в зону Роша без особых для себя последствий: их незначительные размеры не позволяет возникнуть большим приливным силам.




Закон тяготения — один из величайших и основных законов мироздания. Его действие астрономы наблюдают во всем и везде. Ему покорны планеты и луны, метеориты, кометы и кольца Сатурна, гигантские солнца и мельчайшие пылинки, витающие в пространстве.




 {202} 


ГЛАВА ШЕСТАЯ

НАПЕРЕКОР ТЯГОТЕНИЮ

Загадка кометных хвостов

Иногда среди звезд появляется маленькое, слабосветящееся туманное пятнышко. Оно сначала бывает так невелико, что его даже в сильные телескопы трудно различить. Но вот проходит несколько дней, светлое пятнышко, заметно перемещаясь среди звезд, быстро растет, увеличивается и становится ярче. По мере того, как гость из межзвездного пространства приближается к Солнцу, постепенно меняется его вид. Спереди у него вырисовывается нечто вроде головы, а сзади вытягивается хвост. Этот пришелец — хвостатая звезда — и есть комета, совсем особый вид небесных светил.

С каждым днем комета растет и может достигнуть огромных размеров. Бывало, что головы комет соперничали по яркости с Луной и виднелись даже днем при полном свете Солнца. Хвосты таких гигантов расстилались через всё небо блестящей лентой.

Кометы, большие и маленькие, появляются сравнительно часто — по нескольку в год, Их наблюдали очень много раз, и ученые заметили, что головы комет совершенно прозрачны. Становясь между нами и звездами, голова комет нисколько не ослабляет блеска звезд. Очевидно, вещество головы настолько разрежено, что оно даже не отбрасывает заметной тени.  {203} 

В 1927 году одна комета проходила недалеко от Земли. Астрономам удалось как следует изучить строение головы кометы и ее ядро.

Голова кометы — это просто каменисто-песчаная туча, в которой песчинка от песчинки летит на расстоянии сотен метров. Ядро же кометы — самая плотная часть ее — состоит из камней, больших и маленьких осколков, пыли и газов.

Ученым удалось установить, что величина даже самых крупных глыб и камней в голове кометы очень мала. Там не бывает ни одного обломка более 400 метров в поперечнике. Самая большая из комет имела ядро поперечником всего лишь в 60 километров, и оно тоже состояло из отдельных небольших кусков.

Хвосты комет достигают огромных размеров; например, у кометы Донати хвост имел в длину 85 миллионов километров. Известны кометы еще более длиннохвостые. В 1843 году появилась небесная гостья с хвостом, который можно было протянуть от Земли до Солнца, обернуть вокруг Солнца и тянуть обратно к Земле. Он походил бы на огромный мост, переброшенный от Земли к Солнцу. Самый длинный хвост был у кометы, которую наблюдали в 1882 году. Этот хвост можно было пять раз протянуть от Земли до Солнца и обратно.

Хвосты комет совершенно прозрачны, сквозь них просвечивают не только яркие, но и слабенькие звезды. Очевидно, хвосты комет состоят из очень разреженных газов и мельчайших пылинок. Заводская труба выбрасывает в атмосферу больше газовых и твердых частичек, чем их находится в кометном хвосте. Если собрать всё вещество хвоста небольшой кометы и уплотнить его, то оно уместится в дорожном чемодане. Недаром астрономы в шутку называют кометы «видимым ничто». Это меткое выражение характеризует удивительную разреженность вещества в хвостах комет.

Но почему же образуются хвосты комет?

Замечено, что пока комета находится далеко от Солнца, она хвоста не имеет и кажется маленьким, круглым, светлым пятнышком. Когда комета приближается к Солнцу, позади пятнышка вытягивается светлая полоска. Комета принимает привычный для нас вид — у нее появляется хвост. Хвост растет очень быстро и достигает вскоре значительных размеров.

Чём ближе подлетает комета к Солнцу тем больше и ярче становится ее хвост. Очевидно, солнечные лучи раскаляют вещества в ядре. Замёрзшие газы плавятся и вскипают. Из


 {204} 

Комета Донати.


ядра кометы поднимаются струи паров, газов и пыли. Они взлетают над ядром и образуют за кометой длинный сверкающий шлейф, который мы называем хвостом.

Есть у комет одна странность: хвост не тянется за ней, как дым за паровозом. У паровоза клубы дыма отлетают обязательно назад или чуть в сторону, в зависимости от ветра, а хвост кометы летит часто сбоку.

Когда же комета начинает удаляться от Солнца, ее хвост поворачивается еще круче и, опережая комету, забегает вперед.

Словом, хвост всегда направлен в сторону, противоположную Солнцу. Похоже, что комета либо убирает хвост подальше от солнечных лучей, либо от Солнца дует сильный ветер, и хвост кометы поворачивается, как флюгер. Но ведь ветра в безвоздушном пространстве быть не может. Откуда взяться ветру там, где нет воздуха?

Долгое время удивительная особенность кометных хвостов оставалась для ученых тайной.

Было ясно одно: существует какая-то неведомая сила,


 {205} 

Движение кометы возле Солнца и последовательное положение ее хвоста.


действующая по направлению от Солнца, и эта сила поворачивает хвосты комет.

О существовании этой силы догадывались многие ученые: Кеплер, Ньютон, Эйлер, Бессель. Были даже составлены математические формулы, позволяющие приблизительно определить величину таинственной отталкивающей силы, но что она представляет собой, никто из ученых не знал.

Исследования академика Бредихина

В 1851 году на физико-математический факультет Московского университета поступил Федор Александрович Бредихин. Отец Бредихина был офицером Черноморского флота. Выросший {206} 

Академик Ф. А. Бредихин.

в семье военных моряков, Бредихин мечтал о военной карьере. По окончании университета он намеревался итти по следам отца и поступить во флот или в артиллерию.

Когда Бредихин был студентом последнего курса, ему случилось принять участие в работе университетской обсерватории, и это определило его будущее. Путешествия среди небесных светил показались ему более увлекательными, чем плавание по океанским просторам. Бредихин стал астрономом.

Темой своей исследовательской работы Бредихин выбрал изучение комет. С первых же шагов он убедился, что математические формулы, найденные его предшественниками для определения отталкивательной силы в кометных хвостах очень неточны. Их следует заменить более точными.

Затем он установил, что вещество, исторгнутое из головы кометы, образует три рода хвостов. Одни из них отлетают в сторону, противоположную Солнцу. Эти хвосты почти прямые, и, повидимому, вещество в них стремительно отдаляется прочь от кометы. Действие отталкивательной силы Солнца на вещества хвостов этого рода по меньшей мере в восемнадцать раз больше силы тяготения к Солнцу.

Хвосты второго рода короче первых и изгибаются наподобие кривой сабли. В них отталкивательная сила действует уже не так энергично, она только вдвое превышает силу тяготения, и вещество кометного хвоста удаляется от кометы по криволинейному пути. Хвосты третьего типа совсем короткие и загнуты к Солнцу еще круче. В этом случае, очевидно, отталкивательная сила совсем незначительно превышает силу тяготения, и вещество в таких хвостах летит, лишь понемногу отставая от головы кометы.

Отталкивательная сила по своему действию чрезвычайно напоминает самый обыкновенный ветер. Возьмите пригоршню песка, сыпьте его тонкой струйкой и одновременно дуйте на него. Мелкая пыль полетит почти по прямой линии в сторону,  {207} 

Три типа хвостов.

пылинки среднего размера, описав дугу, упадут поодаль, а песчинки — они самые тяжелые — будут падать почти вертикально. Словом, получаются те же три типа кометных хвостов.

Бредихин пришел к заключению, что отталкивательная сила действует энергичнее всего на самые мелкие и легкие частицы и чем они мельче и легче, тем сильнее сказывается ее действие. Основываясь на этом, ученый предположил, что хвосты первого рода состоят из частиц самого легкого газа — водорода. Хвосты второго типа образуются из паров легких металлов, таких, как натрий, кальций, калий, а хвосты третьего рода состоят из паров более тяжелых металлов, таких, как железо.

Впоследствии выяснилось, что все хвосты первого рода действительно образуются из газов, но только не из водорода. Водородом кометы бедны. Они состоят главным, образом из окиси углерода и азота. Хвосты второго и третьего типов — пылевые, но в основном Бредихин был безусловно прав: действие отталкивательных сил сказывается сильнее всего именно на мельчайших частицах.

В дальнейшем, уже в наше время, работы Ф. А. Бредихина развил и дополнил директор Московского государственного астрономического института имени Штернберга, член-корреспондент Академии наук СССР Сергей Владимирович Орлов. Он нарисовал подробную картину тех явлений, которые происходят в голове кометы: как вскипают и испаряются под действием жара солнечных лучей металлы и замерзшие газы; как образуется пыль в голове кометы от столкновений осколков между собой и с встречными метеоритами.

Все свои выводы профессор Орлов подтвердил точными математическими расчетами. За свою работу ученый был удостоен Сталинской премии.

Таким образом, всё самое основное и важное из того, что мы знаем о кометах, было добыто нашими астрономами.


 {208} 

Природа загадочной силы

Большинство ученых, которые изучали кометные хвосты, склонялось к мысли, что таинственной отталкивательной силой является не что иное, как солнечный свет, но в то же время казалось невероятным, как это свет — такой невесомый, невещественный — может сдувать и гнать частички пыли и газов, уподобляясь обыкновенному ветру.

Проверяя эту догадку, ученые пробовали делать опыты. Они направляли луч яркого света на крыльчатки, вроде маленьких ветряных мельниц, и надеялись, что их крыльчатки будут вертеться. У одних ничего не получалось, из таких опытов, у других крыльчатки действительно начинали крутиться, но потом, при проверке, неизменно оказывалось, что крутились они совсем от иных причин, а не от давления световых лучей.

Вопрос оставался нерешенным до тех пор, пока за него не взялся крупнейший русский ученый Петр Николаевич Лебедев.

П. Н. Лебедев обратил внимание на то, что мелкие частицы в кометных хвостах улетают прочь от Солнца быстрее, чем более крупные. Для самых мельчайших частиц, как это доказал Бредихин, отталкивательная сила превышает тяготение в 18 раз, для более крупных она слабее тяготения только в 2 раза, самые же крупные частицы — песчинки и камни, которые находятся в голове кометы, — повинуются только тяготению, и отталкивательная сила на них почти не действует.

Это была весьма важная мысль. Ведь сила тяготения зависит от массы тела. Солнце притягивает к себе и маленькую песчинку и огромную планету соответственно их массам.

Иное дело отталкивательная сила: она маленькую пылинку отгоняет энергичнее, быстрее, чем большую. Значит, — рассуждал Лебедев, — эта отталкивательная сила, повидимому, может действовать только на поверхность тел, а не на их массу.

Это открытие Бредихина послужило для Лебедева первым доказательством существования светового давления и той путеводной звездой, которая повела его мысль к дальнейшим открытиям.

Очевидно, таинственная отталкивательная сила, исходящая от Солнца, в самом деле подобна ветру, потому что действует она только на поверхность тел. Ветер легко поднимает  {209} 

П. Н. Лебедев.

и несет тонкую дорожную пыль, а песчинки для нею уж слишком тяжелы. Он лишь перекатывает их с места на место. Камешки же ветер даже пошевелить не может. Вес песчинок для ветра — помеха. Чем меньше предмет, тем он податливее давлению ветра. Это подтверждается весьма простым расчетом.

При уменьшении размеров тела вдвое его масса или его вес убывают в 8 раз, а поверхность вчетверо. При уменьшении тела в 10 раз его масса сократится в 10×10×10 = 1 000 раз, а поверхность только в 100 раз.

Может быть, отталкивательная сила и есть давление солнечных лучей? Ведь свет тоже может действовать исключительно на ту поверхность, на которую он падает.

Следовательно, при уменьшении размеров какою-либо предмета ею зависимость от силы тяжести будет убывать быстрее, чем податливость световому давлению.

П. Н. Лебедев стал мысленно уменьшать размеры пылинок, высчитывая, не может ли световое давление, не чувствительное для крупной пылинки, оказаться ощутимым для маленькой. И он пришел к заключению, что могут существовать песчинки, для которых притяжение и отталкивание уравновесятся. Такая пылинка будет в равной мере и притягиваться и отталкиваться, и она не сможет ни приблизиться к Солнцу, ни удалиться от него.

Для более мелких частиц отталкивание окажется сильнее притяжения, и они, наперекор ему, подхваченные светом, как ветром, стремительно помчатся прочь от Солнца. Именно из таких частиц и состоят, повидимому, кометные хвосты.

Взволнованный этими мыслями, Лебедев написал в одном письме: «Я, кажется, сделал очень важное открытие».

Когда Лебедев приступал к намеченной им работе по исследованию действия света, он не имел еще ученого звания. В 1894 году Лебедев опубликовал первую часть своего труда.  {210}  Совет Московского университета оценил громадное значение открытия Лебедева и присудил ему ученую степень доктора наук без предварительной защиты диссертации и без сдачи экзаменов. Случай весьма редкий в истории университета.

К своему открытию Лебедев пришел путем рассуждений и подтвердил его математическими расчетами. Но он прекрасно понимал, что одного этого недостаточно, — нужен опыт, который воочию показал бы силу светового давления.

Опыт профессора Лебедева

После нескольких лет упорной работы Лебедев придумал прибор, который мог не только показать световое давление, но и измерить его величину.

Самая основная часть этого прибора имела вид вертушки. На особых держателях он укрепил три пары платиновых кружочков. Кружки были по полсантиметра в поперечнике. Два правых кружка Лебедев отполировал до зеркального блеска, а два левых имели одну сторону блестящую; а другую — покрытую чернью. Кроме того, одна пара кружков была толще и, следовательно, тяжелее.

Вертушки из прибора П. Н. Лебедева.

Свою вертушку профессор Лебедев подвесил на шелковинке внутри стеклянного баллончика, как у электрической лампочки. Из баллончика был выкачан воздух, чтобы он не мешал вертушке вращаться. Затем профессор Лебедев направил на кружки — крылышки вертушки — пучок света от сильного фонаря. Его прибор был устроен так, что световой луч можно было направлять попеременно то на правые кружки крыльчатки, то на левые, то спереди, то сзади. Это было нужно, чтобы избежать ошибок, которые делали его предшественники.  {211} 

Схема прибора для измерения светового давления: З — зеркала, В — водяной фильтр, Л — линзы, Р — пластинка, О — вертушка.

Опыт начался. Профессор Лебедев посылал по очереди световые пучки на правые и левые крылышки. Свет ударялся о зеркальные кружки и слегка толкал их. От толчков вертушка стала поворачиваться на шелковинке в разные стороны, как балансир карманных часов.

Наблюдая и измеряя размах качаний вертушки, профессор Лебедев доказал, что свет давит на все предметы, на которые падает.

Кроме того, он определил величину светового давления. Она оказалась весьма маленькой. На расстоянии Земли солнечный свет давит на все предметы с силой всего лишь около 0,5 миллиграмма на квадратный метр.1 Ничтожная величина светового давления объясняет, почему предшественники Лебедева не могли добиться успеха в своих попытках измерить эту величину.

Блестящий опыт был проведен Лебедевым настолько безукоризненно и убедительно, что никто в мире не смог возразить ему.

Самые ярые противники светового давления, до той поры упорно отрицавшие его, были вынуждены признать себя неправыми. Оспаривать существование светового давления после доказательств Лебедева было бессмысленно.

Определив величину светового давления на твердые тела, Петр Николаевич приступил к исследованию действия световых  {212}  лучей на частицы разреженных газов. Это была несравненно более трудная задача, чем первая. К 1910 году П. Н. Лебедев при помощи нового остроумного опыта справился с ней и определил величину светового давления на частички разреженных газов.

В дальнейшем научно-исследовательская работа П. Н. Лебедева встретила серьезные препятствия.

Он вынужден был уйти из университета, протестуя против разгрома, учиненного там царским министром просвещения. Министр, которого напугали сходки студентов по случаю смерти великого русского писателя Льва Николаевича Толстого, добился ареста нескольких студентов, а ректора университета и его двух помощников уволил. Это вызвало еще большее возмущение среди студентов, а сто двадцать пять профессоров и доцентов заявили о своем уходе из университета. Ушел великий русский биолог К. А. Тимирязев, ушел П. Н. Лебедев, все самые передовые, самые лучшие ученые.

Лебедев очень любил свое дело, науку, свою лабораторию и студенческую молодежь, жадно впитывавшую каждое его слово.

Ему было тяжело расставаться со своей работой, но и мириться с насилием и произволом он тоже не мог.

Известие об уходе Лебедева из университета быстро достигло заграницы. Из разных стран посыпались Лебедеву приглашения на работу. Ему предлагали прекрасно оборудованные лаборатории, большие суммы денег на опыты. Но Лебедев не согласился покинуть свою родину.

Собрав свои сбережения и прибегнув к помощи частных лиц, П. Н. Лебедев снял полутемный подвал и устроил там свою лабораторию. К нему пришли его помощники, в этой лаборатории собирались студенты. Они прекратили всякую исследовательскую работу в университете, предпочитая подвальную лабораторию П. Н. Лебедева.

Среди студентов, работавших у Лебедева в этой подвальной лаборатории, был один из его лучших и талантливейших учеников, впоследствии президент Академии наук СССР Сергей Иванович Вавилов.

Нервные потрясения, напряженная работа в сыром и неудобном помещении подорвали здоровье П. Н. Лебедева. Он простудился и 14 марта 1912 года умер, не закончив полностью исследования светового давления. Эту работу завершили затем его ученики.


 {213} 

Пять десятых миллиграмма

Простейший прибор, показывающий давление световых лучей. Мельчайшие песчинки пересыпаются из одного отделения в другое. Лучи света электрической дуги, собранные линзой, падают на струйку песчинок и заставляют их отлетать в сторону.

Давление, равное пяти десятым миллиграмма на квадратный метр, — величина совершенно ничтожная и почти незаметная. Если человек идет по дороге спиною к солнцу, то солнечные лучи помогают ему двигаться, подталкивая сзади с силой, равной примерно половине миллиграмма. Представьте, что майский жук или пчела взялись помогать человеку и подталкивать его сзади, — их «помощь» была бы гораздо заметнее, чем давление солнечных лучей.

Если подсчитаем, как велика отталкивательная сила солнечного света по отношению ко всему земному шару, то тоже получим весьма незначительные цифры.

Давление света на поверхность земного шара равна всего лишь 60 тысячам тонн, — по сравнению с могучей силой тяготения световое давление — величина совершенно ничтожная.

Иначе дело получается, когда свет действует на очень мелкие частицы. Для пылинки, имеющей форму шарика, и размером около полутора микронов в поперечнике, световое давление солнечных лучей будет равно притяжению Солнца. Такая пылинка уже не сможет упасть на Солнце, так как ее отгонят световые лучи.

Более мелкие частицы — вроде тех, которые содержатся в голове кометы, — подхваченные световыми лучами, стремительно улетают прочь от Солнца, образуя у комет красивые хвосты.  {214} 

Профессор Орлов установил, что в хвостах комет бывают частицы, для которых световое давление в тысячу раз превышает притяжение.

Чем ближе к Солнцу, тем сильнее становится давление его лучей. На расстоянии в 19 тысяч километров от поверхности Солнца оно будет равно 30 килограммам на квадратный метр, то есть сравняется с силой самого яростного урагана.

Ураган выворачивает с корнем деревья, срывает крыши, разрушает дома, подхватывает и уносит людей, опустошая и разрушая целые районы. То же самое может сделать и свет. Физики утверждают, что «с помощью достаточно сильного света можно сбить человека с ног, так же как и сильной струей воды из брандспойта». Конечно, трудно представить себе луч света, способный свалить человека с ног. Это выражение кажется странным, но оно совершенно верно.

Вблизи поверхности очень горячих звезд световое давление достигает огромной силы, во много раз превышающей силу самых яростных ураганов на Земле.

Свет Солнца также играет значительную роль в нашей планетной системе. Он, например, не допускает образования на Луне сколько-нибудь значительной атмосферы.

Луна мала. Сила тяготения на ее поверхности в шесть раз меньше, чем на поверхности Земли. Луна поэтому не в состоянии удерживать возле себя наиболее легкие и подвижные молекулы газов. Никому из наблюдателей до сих пор не удалось заметить на Луне каких-либо признаков атмосферы.

Академик В. Г. Фесенков на основании теоретических расчетов пришел к выводу, что силы тяготения Луны всё же достаточно, чтобы удерживать возле себя частицы наиболее тяжелых газов — углекислоты, кислорода, аргона. Атмосфера, хотя бы очень тонкая и разреженная, на Луне должна быть обязательно.

Московский астроном Ю. Н. Липский, основываясь на расчетах В. Г. Фесенкова, с помощью особого прибора большой точности исследовал состав света, отражаемого Луной. Он установил присутствие на Луне чрезвычайно разреженной атмосферы. Ее плотность в 10 тысяч раз меньше плотности воздуха на Земле. Она разрежена примерно так же, как воздух у нас в стратосфере — на высоте 75–80 километров.

Увеличиться за счет газов, выделяющихся из недр, атмосфера Луны не может. Солнечные лучи «сдувают» каждую  {215}  частицу, как только она поднимется над поверхностью Луны на высоту нескольких километров.

Как показывают последние исследования академика В. Г. Фесенкова и профессора И. С. Астаповича, Солнце покушается и на нашу атмосферу.

Хвост земного шара

Осматривая зодиакальные созвездия, астрономы еще в прошлом столетии заметили на небе слабосветящееся, еле различимое пятно. Оно обычно видно очень плохо, а если чуть затуманится атмосфера или выглянет Луна, пятно вовсе пропадает из вида. Удобнее всего наблюдать это пятно в южных районах нашей страны, где небо чисто и ночи темны.

Видимый поперечник пятна равен примерно 10°, то есть оно раз в двадцать больше полной Луны. В течение года загадочное пятно проходит по всем созвездиям Зодиака, неизменно располагаясь против Солнца. Эта особенность и породила его название — противосияние.

Для объяснения странного явления ученые высказывали самые различные предположения. Все они основывались на догадках, на умозрительных заключениях, но не на измерениях или исследованиях.

Исстари повелось, что русские ученые берутся за разрешение наиболее трудных вопросов, за исследование наиболее непонятных явлений природы. Не избегло этой участи и противосияние.

В 1911 году русский астроном С. П. Минаков сделал первое важное открытие. Он установил, что противосияние располагается не точно против Солнца, а немного отклоняется к западу.

В 1942 году в самой южной советской республике, в Туркменистане, где триста ночей в году небо пригодно для астрономических наблюдений, начались наблюдения противосияния. Советские ученые определили его форму, размеры, положение на небе и яркость.

В конце сентября 1943 года было сделано новое чрезвычайно важное открытие. Оказалось, что яркость противосияния изменчива, по временам оно сильно разгорается, а потом опять притухает.  {216} 

При этом выяснилось, что изменения яркости противосияния в точности совпадают с появлением полярных сияний в Арктике. Когда жители Мурманска любуются игрой света над полюсом, — астрономы в Ашхабаде видят вспышку противосияния. Такое совпадение не может быть случайным. Очевидно, причина и полярных сияний и противосияния одна и та же. В обоих случаях светятся сильно разреженные газы под действием наэлектризованных частичек, извергнутых Солнцем во время солнечных бурь.

Ученые попробовали измерить расстояние до противосияния. Они выполнили это тем же способом, каким было измерено расстояние до Луны. Сложность заключалась только в том, что расплывчатые очертания и слабый свет противосияния не позволяли выполнить измерение с большой точностью. Расстояние до него было определено примерно в 150–200 тысяч километров, то есть оно находится вдвое ближе Луны. Но откуда же в пространстве могут взяться разреженные газы, похожие по своему составу на воздух?

Академик В. Г. Фесенков и профессор И.Х. Астапович, изучавшие явление противосияния, пришли к выводу, что от нашей планеты в сторону, противоположную Солнцу, тянется газовый поток вроде небольшого кометного хвоста.

Так как Земля движется по орбите вокруг Солнца, то этот газовый поток немного отстает к западу. По величине отставания удалось выяснить скорость, с какой удаляются газовые частички. Она равна примерно 10 километрам в секунду, а это означает, что земной шар в каждую секунду теряет около 100 кубометров воздуха. Очевидно, отдельные «неосторожные» молекулы воздуха из самых верхних слоев атмосферы поднимаются на такую высоту, что земное тяготение оказывается не в силах их удержать. Их подхватывают солнечные лучи и уносят прочь от Земли. Частицы нашего воздуха, чересчур удалившиеся от родной планеты, бывают «наказаны» и навсегда лишаются возможности вернуться домой.

Потеря 100 кубометров воздуха в секунду не опасна. Из-за столь ничтожной убыли мы не можем лишиться атмосферы или утратить значительную часть ее. Наша атмосфера непрерывно пополняется притоком газов из земных недр. Один только газопровод Саратов — Москва дает газов больше, чем их похищают из атмосферы солнечные лучи. Весь наш воздух утечь в газовый хвост не может. Утечка слишком мала, но она, повидимому, действительно существует.  {217} 

Когда первые путешественники отправятся на межпланетном корабле в космический рейс, то, глядя назад на Землю, они смогут увидеть ее маленький газовый хвост.

Свет, подобный урагану

Самая высокая температура, какую удавалось наблюдать в лабораторных условиях, равнялась примерно 500 000°. Для получения такой температуры между двумя толстыми проводниками натягивали тонкую и короткую проволочку из самого тугоплавкого металла и пропускали по ней сильный электрический ток.

Под действием тока проволочка мгновенно раскалялась и превращалась в облачко металлического пара.

На звездах царят несравненно более высокие температуры. Если на поверхности Солнца вещество нагрето до 5 700°, то, по расчетам ученых, в его недрах должно быть не менее двадцати миллионов градусов. Но Солнце считается сравнительно холодной звездой. Те звездочки, которые находятся в центрах планетарных туманностей, имеют на поверхности температуру около ста тысяч градусов, а в их недрах температура должна быть не менее пятидесяти миллионов градусов.

Представьте на миг, что в некой лаборатории удалось раскалить булавочную головку до температуры звездных недр. Это будет означать, что в то же мгновение лаборатория — ее здание, земля под ней — и всё, что находится вокруг этой лаборатории, будет сожжено и развеяно силой излучения булавочной головки, нагретой до 50 миллионов градусов.

Давление света, излучаемого веществом, раскаленным на миллионы градусов, во много раз превышает силу не только урагана, но и силу, развивающуюся при взрыве тела или динамита.

Если бы температура поверхности Солнца поднялась до 6 миллионов градусов, то возросшее давление солнечного света отшвырнуло бы ближайшие к нему планеты в стороны, они разлетелись бы прочь от Солнца, как мячи от ударов ногой.

Световое давление является могучей силой природы. Оно противодействует тяготению, борется с ним, и в борьбе этих могучих сил природы рождается всё многообразие окружающих нас звезд.  {218} 

Эту громадную роль отталкивательных сил в мироздании материалистическая философия предвидела задолго до опытов Лебедева. В 1881–1882 годах Фридрих Энгельс писал: «Но притяжение и отталкивание так же неотделимы друг от друга, как положительное и отрицательное...», — и он указывал, «что истинная теория материи должна отвести отталкиванию такое же важное место, как и притяжению...».1

Световое давление, рожденное высокой температурой в недрах голубых и белых гигантов, особенно велико. Борьба отталкивательных сил с тяготением раскрывается на этих звездах наиболее наглядно, и в настоящее время удается проследить почти все этапы этой борьбы и получить представление о судьбах белых звезд.

Профессор Б. А. Воронцов-Вельяминов на основе многочисленных наблюдений высказывает такое предположение о судьбе белых гигантов.

Чрезмерно высокая температура в недрах этих звезд создает излучение огромной мощности. Потоки лучистой энергии устремляются к поверхности звезды. Они раздувают звезду, поддерживают ее верхние слои и не позволяют им падать к центру звезды. Такие звезды огромны, они обладают ничтожной плотностью и светят, как тысячи Солнц. Примерами являются: S Золотой Рыбки — чемпион самых ярких звезд, равная по силе света 400 тысячам Солнц; V Лебедя, обладающая светимостью в 32 тысячи Солнц, и Ригель — 16 тысяч Солнц.

Некоторые белые гиганты раскалены настолько, что потоки лучистой энергии, вырываясь из недр звезды, увлекают за собой раскаленные пары и газы. Силы тяжести на поверхности этих звезд оказывается недостаточно, чтобы удерживать возле звезды ее атмосферу, и свет, подхватывая частички газов, гонит их в тьму и холод межзвездного пространства. Поверхность таких звезд представляет собой сплошной фонтан огня, бушующий ураган света, который срывает верхние слои атмосферы звезды. И звезда постепенно и непрерывно тает, рассеивая в пространстве свою массу, свое вещество. Эти звезды — так называемые звезды WR — становятся жертвами собственной «горячности», и их излучение их же разрушает.  {219} 

Есть также белые звезды, у которых, по теории, разработанной ленинградскими учеными А. И. Лебединским и Л. Э. Гуревичем, в глубинных слоях происходит внезапное и бурное выделение энергии. Температура звезды быстро возрастает. Внутреннее равновесие нарушается. Световое давление и давление перегретых газов возрастает в тысячи раз. Звезда раздувает свою оболочку — атмосферу до невероятно огромных размеров. Она становится так называемой «новой» звездой.

По исследованию советского астронома Э. Р. Мустеля, в это время с поверхности звезды происходит выброс газов со скоростью, достигающей четырех тысяч километров в секунду. Звезда начинает окутываться протяженной и разреженной атмосферой, но световой ураган, излучаемый звездой, почти начисто сметает эту атмосферу. Раздувшаяся газовая оболочка разлетается, образуя вокруг звезды туманное облачко. Гонимые световыми лучами, частички паров и газов постепенно рассеиваются в пространстве.

Количество выброшенного «новыми» звездами вещества, по исследованиям В. А. Амбарцумяна, Ш. Г. Горделадзе и Н. А. Козырева, не велико. Только десять тысяч вспышек «новых» звезд выбрасывают количество вещества достаточное, чтоб можно было составить одно солнце.

Гонимые световыми лучами звезд космическая пыль и газы собираются в пространстве отдельными облаками.

Такова, в общих чертах, роль лучевого давления в мире звезд. Действие этой силы природы исследовано и изучено далеко не так полно и обстоятельно, как действие силы тяготения, потому что роль светового давления ученые оценили в полной мере только в самые последние годы.




 {220} 


ГЛАВА СЕДЬМАЯ

ТАЙНА РАДУГИ

Радуга приглашена в комнату

В XVII веке ученые, интересовавшиеся световыми явлениями, прежде всего старались понять, в чем кроется причина различия между лучами разного цвета: почему красный цвет красен, а желтый — желт? И почему после дождя на небе встает семицветная радуга? Это прекрасное явление природы триста лет назад было загадкой, привлекавшей внимание всех любознательных людей. Солнечные лучи, играя в водяных каплях, как-то преломляясь и отражаясь, рождают в уходящей пелене дождя светящийся радужный мост. Всем своим видом радуга показывала, что в дождевых каплях солнечный свет может превращаться в красивое сочетание разноцветных лучей, но каким образом это происходит — никто не знал.

Тогда люди думали, что цвета получаются из смеси «тьмы» и «света». Если много света и мало тьмы, — получается желтый или красный цвет, а если много тьмы и мало света, — синий или фиолетовый цвет. Это было ошибочное мнение. Рассеять его сумел Ньютон, который догадался пригласить радугу к себе в комнату и понял, как и почему она возникает.

Ньютон просверлил в ставне круглое отверстие шириной в два с половиной сантиметра, другие щели и дырочки он  {221}  тщательно заделал и завесил, чтобы в комнате было совсем темно. Из ящика стола Ньютон достал стеклянный клинышек — трехгранную призму — и поставил его ребром вниз, поперек светового пучка, проникавшего сквозь отверстие в ставне. Свет преломился в призме, упал на стенку красивой радужной полоской.

С боков она была резко очерчена, а концы оставались расплывчатыми — там свет постепенно терялся, слабел и переходил в тьму. Нижняя часть полоски имела красный цвет, а верхняя была фиолетовой.

Перед Ньютоном светился кусочек радуги.


Первый опыт Ньютона. Призма разлагает белый свет.


Ньютон назвал радужную семицветную полоску спектром. Это название было принято всеми учеными, оно употребляется и в наши дни.

Ньютон задумался о причине явления: почему белый свет, пройдя сквозь призму, изменился и стал радужным?

Другие ученые объясняли радугу просто. Они говорили, что стекло или дождевые капли «портят» свет, и для доказательства делали такой опыт: брали вторую призму и ставили вслед за первой, но ребром в другую сторону. Если у одной призмы ребро было направлено вниз, то у второй — вверх. Луч белого света, проходя сквозь две призмы, оставался неизмененным, то есть белым.

Первая призма «портит» свет, а другая «чинит» его, — говорили ученые. Их объяснение показалось Ньютону и неправдоподобным и неясным.

Он догадывался, что «порча» света ни при чем. Призма  {222}  не «портит», а преломляет луч. Переходя из воздуха в более плотное вещество, то есть в стекло, луч света изменяет путь; причем лучи разного цвета по-разному отходят от прежнего направления.

Круче всех сворачивают с прямой дороги фиолетовые лучи, а меньше всех — красные. Благодаря этой особенности они расходятся веером, и на белом экране образуется радужная ленточка.

Очевидно, думал Ньютон, белый свет имеет сложный состав. Он состоит из нескольких простых цветных лучей,


Второй опыт Ньютона. Призма не разлагает одноцветный свет.


которые рассортировываются в призме и образуют спектр. Ниже всех в спектре располагаются красные лучи, за ними следуют оранжевые, затем желтые, за желтыми — зеленые, потом голубые, синие и последние — фиолетовые. Всего Ньютон насчитал в радуге семь простых, или основных, цветов.

Ньютон не сомневался, что он прав и что его догадка верна, но он хотел иметь доказательства еще более неопровержимые и точные.

Ученый придумал другой опыт.

Он высверлил в ставне отверстие побольше, чтобы получить более широкий пучок света. Возле отверстия поставил призму, а за нею — щит из тонкой доски. В этом щите он проделал небольшую круглую дырочку, а за щитом поместил вторую призму. Позади второй призмы он поместил белую бумагу, приколотую к стене.  {223} 

Передвигая призмы, Ньютон сделал так, что в дырочки щитов попадали только красные лучи. Он хотел посмотреть, будут ли призмы изменять или как-нибудь «портить» красный свет, так же как они «портили» белый. Если сторонники «порчи» света правы, то тогда три призмы «испортят» свет больше, чем одна.

Ничего похожего на «порчу» не наблюдалось. Красный свет оставался попрежнему красным, он ни на какие цвета больше не разлагался и не «портился», хотя и проходил через три призмы подряд. Призмы оказались властны только над белым светом. С красным они ничего поделать не могли. Значит, «порча» света ни при чем. Белый цвет составной, а красный — простой, — так решил Ньютон.

Чтобы не осталось совсем никаких сомнений, Ньютон сделал еще один опыт. Он взял круг плотной белой бумаги, разделил его на семь секторов и каждый сектор закрасил одним из цветов радуги. Затем он быстро закрутил круг и увидел, что все цвета слились, смешались. Вращающийся круг казался глазу почти белым, вернее — чуть сероватым. Чисто белым он и не мог быть потому, что у нас нет красок столь же чистых, как цвета радуги. Если употреблять для этого опыта плохие краски, то круг покажется темноватым, грязно-серым, но всё же не разноцветным. Этот последний опыт Ньютона окончательно доказал его правоту.

Он записал тогда в своем дневнике: «Наиболее удивительная и чудесная смесь цветов — белый цвет. Не существует такого сорта лучей, который в отдельности мог бы вызвать белый цвет. Он всегда сложен, и для получения его требуются все вышеупомянутые цвета в правильных соотношениях».

Дальнейшее исследование спектра ученый прекратил, — он занялся другими вопросами. Но то, что он уже сделал, было большим вкладом в науку. Ньютон объяснил явление радуги и открыл состав белого света.

Как о других своих открытиях, так и об этом Ньютон никому не сообщал. Сделал его и... запер в письменный стол.

В 1669 году, когда ему пришлось читать лекции студентам, он на этих лекциях рассказал о своих опытах и выводах. Но Ньютон был, по свидетельству современников, плохим лектором. Студенты ничего не понимали и частенько убегали с его лекций. На его открытие никто тогда и внимания не обратил.  {224} 

Только в 1672 году Ньютон представил в Королевское научное общество сочинение под названием «Новая теория света и цветов».

Тайна радуги перестала быть тайной.

Свет превращается в тьму

Во время своих опытов со светом Ньютон столкнулся с одним весьма странным явлением.

Однажды он подошел к столу. У него на столе лежали всевозможные стеклышки, пластинки, призмы и линзы. Внимание ученого привлекла одна линза, которая лежала на стеклянной пластинке.

Ньютон взял ее, осмотрел со всех сторон, но ничего особенного не нашел. Это было самое обыкновенное слабовыпуклое стекло. А пластинка тоже была простая, стеклянная.

Ученый положил линзу на прежнее место и склонился над ней. Явление, удивившее его, повторилось. Это было нечто новое, не замеченное еще людьми. И названия поэтому это странное явление не имело.

Под линзой светились радужные кольца — одно больше другого. И они чередовались с совершенно темными кругами. А в центре кругов мерцало радужное пятно.

Ньютон шевельнул линзу — кольца заколыхались. Ньютон столкнул линзу с пластинки — кольца исчезли. Он взял линзу и стал медленно опускать ее на пластинку, наблюдая, появятся ли радужные кольца в третий раз. Они появились как раз в тот момент, когда стекла коснулись друг друга.

Ньютон занялся разгадкой странного явления. Он менял линзы, переворачивал их, кружил, наклонял. Переставлял пластинки, смачивал их водой и маслом, освещал лучами различных цветов... Ученый засыпал с мыслью о цветных кольцах, а просыпаясь, вскакивал и шел к столу, начиная снова изучать эту загадку.

Было ясно одно — кольца возникают не в стеклах, а в промежутке между ними. При освещении белым дневным светом кольца получаются радужными, потому что происходит преломление лучей и образуется спектр. В красных же лучах и кольца имеют красный цвет, а в синих — они синие, с одной только разницей, что красные кольца гораздо шире синих.  {225} 

Почему они имеют разную ширину, было непонятно, но главное, что вызывало недоумение Ньютона, — это темные промежутки. Ведь линза освещена ровным светом, а получаются какие-то тени, словно свет куда-то исчезает или тухнет.

Это явление получило название интерференции, а радужные кольца были названы интерференционными кольцами. Интерференция довольно часто наблюдается в окружающей нас природе. Радужные переливы масляных пятен на воде, причудливая игра цветов в мыльных пузырях, окраска крыльев некоторых бабочек — объясняются интерференцией света.

Лучи сами себя тушат

Ньютон, отыскивая объяснение интерференции, допустил ошибку.

Гениальный русский ученый М. В. Ломоносов оказался прозорливее Ньютона. Изучая преломление и отражение световых лучей, он дал более правильное объяснение этим явлениям.

Основываясь на идеях о природе света, которые отстаивал Ломоносов, другие ученые сумели объяснить интерференцию света, которую заметил, но не понял Ньютон.

Причина возникновения темных промежутков оказалась довольно простой и в то же время интересной: лучи света обнаружили способность сами себя тушить. И вот как это происходит.

Лучи падают на линзу и, конечно, проникают в нее. Часть их отражается от внутренней поверхности стекла, остальные следуют дальше и, пройдя сквозь линзу, встречаются с пластинкой, которая лежит под линзой, и тоже отражаются. Таким образом, из каждого луча после отражения получаются два луча-близнеца, один — отраженный от линзы, другой — от пластинки. Они летят друг другу вслед, но один из них чуть приотстал от своего брата, так как ему пришлось проделать больший путь — до пластинки и обратно.

Проследим судьбу тех лучей, которые отражаются от пластинки. Как только такой отставший луч на обратном пути войдет в линзу, он обязательно попадет на дорогу, уже занятую лучом, отраженным внутренней поверхностью линзы. {226} 

Наверху изображены интерференционные кольца, под ними — линза, лежащая на пластинке. Интерференционные кольца возникают в воздушном промежутке между линзой и пластинкой. Внизу — чертеж хода лучей, отличающихся друг от друга на длину одной волны (получается усиление колебаний) и на длину полутора волн (получается ослабление колебаний: лучи тушат друг друга).

И им обоим приходится лететь вместе по одному пути. Что же при этом происходит?

Уже во времена Ньютона некоторые ученые догадывались, что свет не такое простое явление, каким он кажется. Ломоносов утверждал, что световые лучи нельзя уподобить непрерывным струйкам, вылетающим из светящегося тела. Свет — колебательное движение, он отчасти подобен звуковым волнам, которые распространяются в воздухе, или волнам, образующимся на поверхности озера или пруда.

Свет — это тоже волны, но волны особые: они не нуждаются ни в воздухе, ни в воде и летят с чудовищной скоростью в безвоздушном пространстве.

Гипотеза Ломоносова о колебательной, волновой природе света позволила весьма удачно объяснить образование цветных колец в опыте Ньютона.

Нарисуем на чертеже пути лучей не прямыми линиями, а волнистыми и посмотрим, что получается. Луч света, отраженный пластинкой, попал на чужую дорогу. Но он отстал от луча, отраженного поверхностью линзы, и летит по его следам. Допустим, что промежуток в этом месте был  {227}  узенький и луч отстал от своего товарища настолько, что гребни волн этого луча приходятся как раз на впадины волн первого луча. Гребни против впадин! Одна волна стремится вверх, другая вниз. Ясно, что если одна толкает вверх, а другая тянет вниз, то у них ничего путного не выходит. Они гасят друг друга, а глаз в этом месте видит темноту.

Иначе получается в том месте, где промежуток пошире и луч, отраженный пластинкой, отстает на длину целой волны. Теперь уж гребень окажется на месте гребня другого луча, а впадина против впадины; они вместе и дружно либо толкают вверх, либо тянут вниз. Они усиливают друг друга, помогают себе, и глаз в этом месте видит светлое кольцо.

Чуть подальше, где промежуток еще шире и луч отстанет от своего товарища на полторы длины волны, там гребни опять придутся на впадины и лучи погасят друг друга.

В тех местах, где лучи помогают друг другу, образуются светлые кольца, а там, где отставший луч гасит, уничтожает своего товарища, получается темное кольцо.

Всё дело в толщине промежутка. Где промежуток равен половине длины световой волны, или полутора, или двум с половиной волнам, — там световые волны гасят друг друга. Где промежуток равен целому числу волн, — там лучи взаимно усиливаются и образуется светлое кольцо.

Если дело в ширине промежутка, то невольно возникает мысль: нельзя ли таким образом определить длину световой волны? Можно. Для этого достаточно измерить промежуток между линзой и пластинкой, там, где образуется первое светлое кольцо. В том месте ширина промежутка как раз равна длине одной волны. Под вторым кольцом она будет равна двум волнам, под третьим — трем и так далее.

Так и было сделано учеными. Пользуясь интерференционными кольцами, ученые измерили длину световой волны. Длиной волны называют расстояние от гребня до гребня или от впадины до впадины.

Наименьшая мера длины

В красном свете интерференционные кольца получаются широкие, а в синем и фиолетовом — узкие. Причина такой разницы понятна: волны красного света длиннее, чем волны  {228}  синего света. У красного света «шаг» шире, а у синего он короче, то есть каждому цвету свойственна определенная длина волны. И, когда мы видим предмет, отражающий длинные волны света, мы говорим: «он красный», — а когда короткие, называем его синим. Глаз различает разницу в длине волн — он различает цвета.

Сейчас длины световых волн измерены очень точно. Но мера, которой приходится их мерить, очень мала, и с ней надо познакомиться, так как в обычной жизни эту меру не употребляют.

Сантиметр, как вы, безусловно, знаете, разделен на десять миллиметров. Миллиметр — маленькая величина, но всё же он отлично виден: толщина спички, например, равна двум миллиметрам.

В свою очередь, миллиметр делится на тысячу частей, и одна тысячная доля названа микроном. Микрон — очень маленькая мера. Надо иметь превосходнейшее зрение, чтобы увидеть предмет величиной в несколько микронов, а один микрон невидим, — он слишком мал.

Точка, например, в этой книге имеет в поперечнике 500 микронов, толщина бумажного листа равна примерно 100 микронам, человеческий волос вдвое тоньше бумаги — 50 микронов. Шелковинка имеет толщину в 10 микронов, а паутинка — самая тонкая, нежная ниточка, которую выпускает паук, — равна 5 микронам. Микрон — это мера, которая впятеро меньше толщины паутинки.

Ну, а для измерения длины световых волн даже микрон великоват, его приходится делить еще на тысячу частей. Одна тысячная доля микрона называется миллимикроном, всё равно, как тысячная доля метра называется миллиметром. Обозначается миллимикрон двумя буквами «м», но одна из них латинская, а другая греческая: mμ

Красный свет, например, имеет волны длиной в 750 миллимикронов, зеленый свет — 500 миллимикронов, а фиолетовый — 400 миллимикронов.

Таким образом, пока зеленый луч пробежит вдоль одной буквы в книжке, он совершит четыре тысячи колебаний, четыре тысячи гребней и четыре тысячи впадин улягутся на протяжении одной только буквы. А в точке уляжется тысяча волн. Так малы световые волны.

Чем длиннее волны, тем краснее свет, а чем короче, тем он синее. Какой-нибудь предмет — пусть это будет ягода —  {229}  отражает световые волны длиной в 750 миллимикронов; мы смотрим на ягоду и говорим: «это спелая вишня». А если бы волны отраженного света были короче 500 миллимикронов, мы сказали бы: «пусть дозревает — зеленая еще!»

Плод, отражающий лучи с длиной волны в 600 миллимикронов, — яркооранжевый мандарин или апельсин.

Так наш глаз, различая световые волны по их длине, различает цвета. И мы видим всю красоту окружающей природы, богатство красок, тонов, оттенков, украшающих нашу весну, лето, осень и зиму. А всё это — результат воздействия на наш глаз волн не короче 400 миллимикронов и не длиннее 750 миллимикронов.

Особенности цветных лучей

Свойства световых лучей разного цвета зависят от длины их волн. Что невозможно для синего цвета, то легко выполняет красный — и наоборот. Когда во время Великой Отечественной войны объявляли воздушную тревогу, то в домах завешивали окна и гасили свет, на улицах выключали фонари и автомобили бежали с потушенными фарами. Город погружался в глубокую тьму.

Оставались гореть только синие лампочки, они светились в номерных знаках, в парадных некоторых зданий, в магазинах, автобусах и над постами милиции. Только синие лампочки имеют право гореть во время воздушной тревоги. Они безопасны: летчик вражеского самолета не увидит их света. Синие лучи — плохие бегуны, они никогда не достигнут той высоты, на которой летит самолет, и летчик видит внизу сплошную тьму.

А почему так? Да потому, что воздух наполнен крошечными частичками, пылинками, дыминками и капельками водяного пара. Все эти частицы очень малы. Их размеры колеблются около полумикрона, — есть, конечно, и больше и меньше, но в среднем примерно такие.

Представьте себе: летит луч синего света. Длина его волны равна 400 миллимикронам. Он налетает на пылинки величиной в 500 миллимикронов. Они больше, чем длина волны синего света, синий свет не может преодолеть такое препятствие. Он частично гаснет, частично отражается и летит  {230}  в разные стороны и при этом очень сильно ослабляется. Для синего света наш воздух, особенно воздух городской, плохо прозрачен.

Иное дело — красный луч: длина его волны почти вдвое больше, чем у синего, — 750 миллимикронов. Больших пылинок и дыминок в воздухе летает мало. А маленькие красный свет минует легко.

Вот поэтому во время тревоги гасят все огни, и особенно красные, а синие оставляют. Их мелковолнистые лучи далеко не улетят.

Размашистые волны красного света делают его очень «дальнобойным». Красный свет хорошо виден даже в тумане, даже в дыму.

У автомобилей стоп-сигналы делают красными, пожарные мигалки красные, надписи «Запасный выход» в театрах и кино тоже красные, хотя светят они не ярко, не мешают смотреть на сцену, но в случае пожара их свет будет заметен даже сквозь дым.

Хвостовой фонарь на последнем вагоне поезда красный. Путевые сторожа, обходчики, стрелочники имеют всегда при себе фонарь с красными стеклами и красный флаг, чтобы в случае опасности предупредить машиниста. Красный цвет выбран для сигналов не случайно: он виден издалека.

Вам, конечно, не раз приходилось наблюдать закат солнца. Иногда закат бывает багряным, пурпуровым, и кажется, что тучи горят красным пламенем. А заходящее солнце всегда кажется красноватым. Объяснение этого явления такое: вечером, как и утром, косым солнечным лучам приходится пронизывать большую толщу воздуха. Иногда атмосфера бывает наполнена большим количеством пыли или частичек воды. В этом случае почти все фиолетовые, синие, голубые и зеленые лучи, проходя сквозь эту пыль, гаснут, или, как говорят ученые, рассеиваются. Желтые, оранжевые и красные лучи преодолевают толщу воздуха со всеми плавающими в ней примесями гораздо лучше своих собратьев из фиолетовой части спектра. Только они достигают нашего глаза, и мы видим диск заходящего солнца огненно-красным, а иногда даже багровым.

Такое же покраснение солнечного диска наблюдается в те дни, когда где-нибудь поблизости горит лес или торф и в воздухе плавает много дыминок.

Эти свойства лучей разного цвета по-разному преодолевать  {231}  муть, плавающую в воздухе или в воде, может показать вам очень простой опыт. Для него понадобится широкая стеклянная труба длиной около полутора метров. В один конец этой трубы следует вставить на водонепроницаемой замазке двояковыпуклую линзу. Она будет служить дном сосуда. В трубу налейте воды, к которой прибавлено немного раствора мастики в спирту или молока, чтобы вода была слегка мутная.

Под нижним концом зажигают сильный источник света — электрическую дугу или мощную лампу. Свет ее параллельным пучком лучей через линзу проникает в мутную воду, и вода в трубе освещается изнутри всеми цветами радуги.

Нижняя часть трубы светится фиолетово-синими лучами, середина — зеленовато-желтыми, а верх — красными. Сразу становится ясным, насколько красные лучи проникают дальше фиолетовых. Они свободно пробивают метровый слой мутной воды и рассеиваются только в верхней части трубы.

Чем длиннее световые волны, тем легче они преодолевают пыль, дым, туман и тем дальше распространяются.

Открытие лучей-невидимок

После опубликования «Оптики» Ньютона прошло почти сто лет. Ученые повторяли его опыты и видели, что цвета спектра очень плавно, постепенным переливом, переходят один в другой. Желтый незаметно сливается с оранжевым, оранжевый без какой-либо видимой границы переходит в красный, а красный также постепенно темнеет, незаметно исчезает, уходя в темноту. Создается впечатление, что темнота за красным концом спектра — тоже цвет, но цвет особенный, неуловимый для нашего глаза.

Эту догадку ученые попробовали проверить при помощи термометра. Они укрепили его пониже красного края спектра и увидели, что через несколько мгновений ртуть в термометре довольно быстро поползла вверх. Прибор показал температуру на несколько градусов больше, чем в красных лучах!

Значит, ниже красных лучей расположены еще какие-то лучи — темные, невидимые, но теплые, и их присутствие обнаруживает термометр. Эти темные лучи были названы инфракрасными, то есть «ниже красных».  {232} 

Изучить новое явление природы в те годы было невозможно: наука не имела еще достаточно точных и чувствительных приборов. Инфракрасные лучи были исследованы более обстоятельно в последующие годы.

Мир в ином свете

В повседневной жизни мы зачастую сталкиваемся с этими лучами. Видеть мы их, конечно, не в состоянии, но ощущаем их действие сплошь и рядом.

Каждое даже не раскаленное, а только нагретое тело — например утюг, печка — испускают невидимые инфракрасные лучи. Свойства этих лучей поразительны и разнообразны. В настоящее время изобретен инфракрасный бинокль, позволяющий видеть мир в этих лучах.

Представьте себе: в комнате — полная тьма. Вы берете бинокль, позволяющий видеть предметы в инфракрасных лучах, и осматриваете комнату. На коврике лежит кошка. Вы знаете: днем эта кошка была черна, как сажа, сейчас она серебристая и светится. Печь в углу сияет, как огромный фонарь, и освещает всё вокруг себя. На столе сверкает не-остывший чайник. Стены в комнате разные: наружная, холодная, — темная, а внутренняя перегородка — светлая. Словом, мы увидим светлыми все теплые предметы и темными — холодные.

На улице инфракрасный бинокль покажет, что светится земля, нагретая за день солнцем, дома — потому что они отапливаются, радиаторы автомобилей — в них горячая вода. И все живые существа будут хорошо видны по их тепловому излучению.

Мир, озаренный инфракрасными лучами, мы можем увидеть также при помощи фотографического аппарата.

Не так давно фотографы изобрели способ делать снимки, пользуясь инфракрасными лучами вместо световых. Для таких съемок употребляют обычные фотоаппараты, но пластинки предварительно обрабатывают особым химическим составом.

Снимки, сделанные на таких пластинках, показывают, как выглядит природа, озаренная инфракрасными лучами. Снег получается черный, как уголь, потому что он холодный, а головешка, только что выброшенная из печки, — белоснежное, потому что она горячая.


 {233} 

Снимок, сделанный в обычных световых лучах.

Снимок, сделанный в инфракрасных лучах.


Трава и листва деревьев кажутся усыпанными снегом, так как растительность сильно отражает инфракрасные лучи, и она выходит на снимке белой. Пейзаж, сфотографированный в жаркий летний полдень, производит впечатление зимнего, снятого при луне.

Для примера приведены два рисунка, сделанные с фотографий.

Левый выполнен обычным способом на простых пластинках: у забора растет трава, кустик и сидит лягушка. Освещенные солнцем предметы получились светлыми. Тени вышли темными и лягушка как лягушка.

Правый снимок сделан в инфракрасных лучах. Забор, нагретый солнечными лучами, получился серым. Трава и листва на кустике белоснежные, словно они покрыты инеем, а лягушка черна, как вакса.

Листва отражает тепловые лучи, а лягушка поглощает: она влажная, холодная, — поэтому зеленая лягушка получилась черной, а зеленая трава — белой.

Фотоаппараты, приспособленные для съемок в инфракрасных лучах, обладают, кроме того, удивительной зоркостью. Пусть вокруг клубится туман, пусть будет ничего не видно в двух шагах из-за дыма или пыли, — всё равно фотоаппарат «видеть» будет: на снимках получится вполне ясное изображение — так, как будто никакого тумана или пыли не было.  {234} 

Такая особенность инфракрасных лучей позволяет фотографировать весьма удаленные предметы. Туманная дымка, обычно застилающая даль, прозрачна для инфракрасных лучей, и какая-либо гора, высокая башня и колокольня, которые находятся в тридцати или сорока километрах, обычно совершенно невидимые, отчетливо выступают на инфракрасной фотографии. Иногда удавалось фотографировать горы, находившиеся более чем в ста километрах от фотоаппарата.

Применение фотографии невидимого

Замечательные свойства инфракрасных лучей привлекли внимание астрономов. Они поспешили приспособить техническую новинку к изучению Вселенной. Инфракрасная фотография обещала дать возможность посмотреть на мир как бы чужими глазами и увидеть то, что недоступно нашему зрению.

Это предвидение полностью оправдалось.

На телескоп надели «инфракрасные очки», то есть светофильтр, который прозрачен только для красных и инфракрасных лучей. Остальные световые лучи — синие, зеленые, желтые — надо было задержать, чтобы они не мешали тонким измерениям.

Обязанность наблюдателя исполняли: либо фотопластинка, способная воспринимать инфракрасные лучи, либо электрический глаз — фотоэлемент.

Чувствительность такого рода приборов довольно велика: например, с их помощью удалось измерить то количество теплоты, которое несут к нам лучи Полярной звезды. Оказалось, Полярная звезда на каждый квадратный метр земной поверхности посылает одну малую калорию за сто лет. Чтобы вскипятить наперсток воды лучами Полярной звезды, надо было бы собирать эти лучи с площади в один гектар целый год.

При помощи фотографии невидимого в Государственном астрономическом институте имени Штернберга в Москве астроном Л. Н. Радлова получила в инфракрасных лучах несколько удачных снимков невидимых звезд. Эти темные, но теплые небесные тела почти не испускают видимого света, они излучают главным образом инфракрасные лучи, потому что они холодны — их поверхность не горячее углей потухающего костра. Самая холодная из таких «инфракрасных» звезд имеет


 {235} 

Фотография окрестностей звездной кучи в созвездии Стрельца; наверху — сделанная на обычных фотографических пластинках, внизу — на пластинках особо чувствительных к красным лучам.



 {236} 

температуру всего лишь около 600°, а температура сверхгиганта эпсилона Возничего 1 350°.

Инфракрасные звезды успешно изучают в настоящее время в Абастуманской обсерватории на Кавказе.

Пока еще не известно, много ли подобных звезд в окрестностях Солнца и нет ли в пространстве совсем темных и холодных звезд. Это покажет будущее.

Но мы с гордостью можем отметить, что на рубеже второй половины XX века современная техника дала науке способ видеть невидимое.

Астрономы «слушают» небо

Инфракрасные лучи — еще не самые «дальнобойные», не самые «проницательные». Есть излучение, которое обладает более длинными волнами, от 300 микронов до нескольких тысяч метров, и почти совсем не знает препятствий. Ни камни, ни кирпич, ни дерево, ни бетон не могут его задержать. Толстая кирпичная стена для таких лучей прозрачна, как стеклянная. И только хорошие проводники электричества — железо, медь и другие металлы — отражают и поглощают их. Это излучение известно под названием радиоволн.

Радиоволны — это колебания, которые по своей природе подобны световым и отличаются от них только длиной волны. В настоящее время астрономы стараются приспособить радиоприборы для изучения неба.

После измерения расстояния до Луны с помощью радиодальномера ученые направили антенну радиолокационной станции на Солнце, рассчитывая послать сигнал на Солнце и получить ответ. Из этой попытки ничего не вышло. Как только антенна повернулась к Солнцу, из громкоговорителя раздался оглушительный рев, напоминающий рычание львов. Солнце, оказалось, само излучает короткие радиоволны, которые могут быть восприняты антеннами земных станций.

Это открытие не было особенной новостью. Радиолюбители, пользовавшиеся коротковолновыми приемниками, уже давно замечали, что с восходом солнца приемники начинают улавливать какие-то неведомые шумы и хрипы.

А в 1942 году было окончательно установлено, что источником шумов действительно служит наше дневное светило,  {237} 

Прибор, улавливающий радиоизлучение звезд.

и эти шумы становятся особенно сильными перед извержениями на Солнце.

Например, резкое усиление шумов было замечено 27 февраля 1942 года. На следующий день к центральному меридиану Солнца подошло большое солнечное пятно и на Солнце наблюдались особенно большие фонтаны раскаленных газов. 28 февраля и на следующий день на Земле была сильно затруднена, а кое-где и вовсе нарушена радиосвязь, а 1 марта разыгралась сильная магнитная буря.

В мае 1947 года советская экспедиция под руководством члена-корреспондента Академии наук СССР А. А. Михайлова наблюдала солнечное затмение в Бразилии. Советские ученые исследовали радиоизлучение Солнца. Оказалось, что радиоволны — «голос Солнца» — возникают не в его недрах, а в верхних разреженных слоях солнечной атмосферы.

В 1946 году впервые в истории астрономии советские ученые Б. Ю. Левин и И. С. Астапович применили радиоприборы для подсчета числа падающих метеоров. Новый способ дает ученым огромные преимущества: теперь падение метеоров можно наблюдать не только ясной ночью, но круглые сутки при любой погоде — и при ярком солнце днем и когда небо обложено тяжелыми тучами.

Начались также опыты по приему «радиосигналов» звезд. Уже установлено, что наиболее мощное радиоизлучение приходит к нам с участка неба, где находится созвездие Лебедя.

Мы находимся сейчас на пороге того времени, когда гениальное изобретение А. С. Попова — радио — даст возможность астрономии не только видеть небесные светила, но и слушать их «голос».  {238} 

Возникает новая, самая молодая отрасль астрономической науки — радиоастрономия. Она безусловно позволит совершить много замечательных открытий.

Вторые лучи-невидимки

В 1801 году было обнаружено существование еще одного типа невидимых лучей, которые были открыты с помощью веществ, способных в лучах постороннего источника света отсвечивать своим собственным светом.

Веществ, излучающих на свету свой собственный свет, довольно много. Среди них первое место занимают драгоценные камни. На свету они сверкают и играют красивыми разноцветными огнями. Именно по этой игре и блеску ювелиры отличают настоящие бриллианты от граненого стекла.

Минерал плавиковый шпат, или флюорит, на свету испускает темноголубые лучи. Излучают также свой особый свет и некоторые жидкости, как, например, раствор хинина. Таким же свойством обладает керосин. Обычно он имеет желтоватый цвет, а на свету отливает голубым.

Открытию вторых лучей-невидимок содействовало урановое стекло. Это стекло сварено так же, как и обычное оконное, но с небольшой добавкой солей металла урана. На вид оно слегка желтоватое. На свету урановое стекло начинает отсвечивать зелеными лучами.

Существование новых лучей-невидимок было обнаружено так: луч света в темной комнате пропустили через призму, сделанную из минерала кварца, и на экране получился спектр. Физик, делавший этот опыт, передвигал вдоль спектра кусочек уранового стекла. В красных лучах это стекло выглядело, как самое обычное, — красные лучи проникали сквозь него беспрепятственно, для них оно было прозрачным. Желтые и оранжевые лучи тоже проходили свободно. Но как только урановое стекло подвинули туда, где падали зеленые лучи, оно чуть-чуть изменило свой вид. Внутри него появился новый и своеобразный блеск. В синих лучах урановое стекло внезапно вспыхнуло ярким зеленым светом — оно засияло, как драгоценный изумруд, — а на экране стекло дало густую черную тень. Для синих лучей урановое стекло оказалось непрозрачным. Оно поглощало их, перерабатывало внутри себя  {239}  и отражало обратно зеленым огнем. В фиолетовой части спектра изумрудное свечение стало еще ярче и сильнее.

Физик поднял урановое стекло выше спектра, туда, где уже не было фиолетовых лучей, где глаз видел темноту. Но стекло даже в темноте продолжало сверкать зелеными лучами, и его свет стал еще ярче и сильнее, чем в фиолетовой части спектра.

Когда урановое стекло отодвигали вправо или влево от спектра, свечение исчезало, а когда поднимали выше, — продолжалось. Стало ясно, что над фиолетовым концом спектра есть невидимые для глаз лучи, и именно они вызывают зеленое свечение уранового стекла. Поднимая стекло еще выше, ученые видели, что его свечение постепенно тускнеет, показывая, что невидимые лучи также ослабевают.

Эти темные, невидимые лучи получили название ультрафиолетовых, что означает: «выше фиолетовых», «сверхфиолетовых». Свойства ультрафиолетовых лучей очень разнообразны. Хотя видеть их мы не можем, но зато постоянно замечаем результаты действия этих лучей.

Летом наша кожа темнеет, мы загораем, так как ультрафиолетовые лучи солнечного света вызывают в коже образование темного пигмента. Бумага на солнце желтеет и делается ломкой, масло портится, яркие ситцы, кумач выгорают и выцветают. Смесь двух газов — хлора и водорода — взрывается, если ее осветить ультрафиолетовыми лучами. Каучук твердеет.

Ультрафиолетовые лучи убивают микробов — зародышей болезней. Они могут ослепить человека, если свет будет слишком сильным. Поэтому, например, нельзя смотреть на пламя электросварки или читать при свете карбидных ламп, на которые не надеты стеклянные колпачки. Ультрафиолетовыми лучами лечат от рахита и некоторых других болезней. Их применение очень разнообразно, и ученые непрестанно изучают свойства ультрафиолетового излучения.

Разноцветные сигналы веществ

Солнце посылает нам излучение нескольких видов: ультрафиолетовое, обычное световое, инфракрасное и радиоволны.

Ученые обстоятельно исследовали свойства всех видов излучения и составили подробную карту спектра.  {240} 

В книге приведен рисунок только его видимой части; ее длина примерно равна 10,4 сантиметра. Если же изобразить рядом с ней инфракрасный спектр, то слева придется подклеить полосу бумаги длиной в 410 сантиметров, а для ультрафиолетовой части спектра — полосу в 12 сантиметров. А всего спектр займет 432 сантиметра, из которых видимая часть умещается всего лишь на 10,4 сантиметра. Невидимая часть спектра во много раз больше видимой. И, значит, для нашего глаза доступна только ничтожная часть лучей, а самая большая скрыта.

После открытия лучей-невидимок ученые догадались заменить круглую дырочку, через которую на призму падал солнечный


Солнечный спектр.


свет, узкой щелью. У Ньютона цветные кружки от круглого отверстия наползали друг на друга, сливались, и спектр был не резок, не отчетлив. Когда вместо круглого отверстия сделали щель, спектр получился более ярким. Благодаря этому стало заметно присутствие в спектре нескольких' темных линий. Сначала ученые не придали им никакого значения. Они думали, что темные линии — просто промежутки между отдельными цветами. То был поспешный вывод, а поспешность — большое препятствие на пути исследователя.

Находка темных линий в спектре Солнца привела к величайшему открытию, которое дало науке новое могучее средство познания природы.

Долгие годы ученые не понимали, что означают темные линии солнечного спектра. Они были словно иероглифы, написанные на неведомом науке языке. Впоследствии они оказались замечательными сигналами, свидетельствующими о составе небесных тел.

Бросьте крупинку поваренной соли в пламя примуса или просто в печку. Огонь тотчас примет желтую окраску. Если удастся достать соединения металла стронция, — получите  {241}  алый огонь. Соли бария дадут зеленое пламя, углемедистые соли — синее и так далее.

Исследованием свойств различных веществ окрашивать пламя занимались в прошлом столетии очень многие ученые. Они знали, что каждое вещество придает пламени свой цвет: натрий — желтый, стронций — красный, барий — зеленый. Им хотелось научиться распознавать вещества по цвету их пламени. А это было трудно; как, например, быть, когда попадается смесь разных минералов? Если несколько веществ одинаково светят, то как их различить друг от друга и узнать — где какое? Литий дает красный свет и стронций тоже; медь и барий — зеленый. Есть несколько веществ с желтыми лучами, несколько с синими, и невозможно отличить их. друг от друга.


Полный спектр излучения. Область, занятая обычными световыми лучами, заштрихована, она занимает незначительную часть всего спектра.


Еще хуже получается, когда в пламя горелки попадет смесь с солями натрия. Достаточно малейшей пылинки, и он уже показывает свое желтое пламя, и оно так ярко, так сильно, что забивает лучи всех остальных веществ. Смесь натрия с литием дает желтое пламя, смесь натрия с медистыми солями — желтое и с калием — желтое, хотя порознь медь светится зеленым, калий — фиолетовым.

Ученые составили сводку цветных сигналов, посылаемых различными простыми веществами. Они научились различать каждое вещество в отдельности, но не могли разобрать сигналов смесей. А именно этого и хотелось добиться: ведь так заманчиво положить в пламя кусочек неизвестного минерала и по цвету пламени узнать его состав.

Жар горелки в 2 300° заставлял вещество выдавать себя. Вещества своими цветными сигналами как бы кричали, сообщая о своем присутствии, но ученые не могли понять их цветных сигналов.

Два ученых — Кирхгоф и Бунзен — решили заново повторить  {242}  все опыты своих предшественников и добиться разгадки цветных сигналов различных веществ.

Для этой цели Кирхгоф задумал построить спектроскоп — прибор, с помощью которого оптики изучали цветные лучи в составе солнечного света, но сделать его удобнее и совершеннее. Он распилил пополам небольшую подзорную трубу. В одну половину трубы вставил дополнительно еще одну линзу. Затем он достал деревянную коробку и в ее стенках вырезал два круглых отверстия. В эти отверстия вставил половинки подзорной трубы и закрепил их под некоторым углом.


Самодельный спектроскоп, которым пользовались в своих опытах Кирхгоф и Бунзен.


Внутри коробки Кирхгоф поместил призму и приделал к ней ручку, чтобы призму можно было поворачивать. Весь прибор был собран так, что луч света из одной половины трубы падал на призму и, преломившись в ней, веером цветных лучей проходил в другую половину трубы, служившую окуляром.

Тот конец трубы, который надлежало направлять на пламя, Кирхгоф закрыл крышкой и прорезал в ней узкую щель. Приложив глаз к окуляру, можно было рассматривать спектр пламени, а при сильном источнике света спектр отбрасывался на экран, что было еще удобнее.

Когда самодельный спектроскоп был готов, ученые  {243}  зажгли горелку и приступили к опытам. Один из них вносил в пламя газовой горелки кусочек какого-либо вещества, а другой смотрел в спектроскоп. Потом они менялись местами.

Вещества раскрывали свои цветные опознавательные знаки, и эти знаки в спектроскопе были отчетливо видны, совершенно разборчивы и понятны. Было видно уже не сплошь окрашенное пламя, а только цветные, резко очерченные линии. Натрий показал одну широкую желтую спектральную линию (потом их оказалось две рядом). Калий представился двумя красными и одной фиолетовой линией. Медь имела семь линий — три зеленых, две желтых и две оранжевых. У лития оказалась одна яркокрасная и другая послабее — оранжевая. У стронция была одна голубая и несколько оранжево-желтых. Уже теперь-то спутать литий со стронцием было невозможно: их линии резко отличались друг от друга и местом в спектре и цветом.

Спектр — паспорт веществ

Спектроскоп, словно хирург, вскрывал световой луч, разделял его на составные части, позволял читать цветные сигналы, как моряки читают флаги на мачтах встречного корабля. Каждое вещество в раскаленном состоянии сообщало свое «имя» разноцветными линиями.

Чувствительность спектрального анализа оказалась поразительной. Количество вещества почти не играет роли. Пусть его будет даже не пылинка, а только след от пылинки, — всё равно спектроскоп обнаружит присутствие вещества.

После всех опытов было установлено, что раскаленные пары и газы дают в спектре линии разного цвета. Но ученые наблюдали не только свечение паров и газов, но и свет раскаленных твердых тел. Твердые тела давали сплошной радужный спектр. Никаких линий в нем не было, светилась простая семицветная полоска — кусочек радуги и всё!

Раскаленное железо, а также и золото, и мел, и уголь, и любые другие твердые тела дают сначала совершенно одинаковый спектр, и понять, какое именно вещество светится, невозможно. Твердые тела начинают излучать линейчатый спектр только, когда испаряются и превращаются в раскаленный пар.  {244} 

Таким образом, ученые установили, что раскаленные твердые или жидкие тела дают сплошной спектр без линий.

Ознакомившись со спектрами земных веществ, ученые заинтересовались, какой спектр дадут вещества, находящиеся на Солнце. Они навели спектроскоп на наше светило. Спектр Солнца оказался не похож ни на линейчатый спектр газов, ни на сплошной спектр твердых тел. Он имел какой-то особенный, непонятный вид. Радужную полоску пересекали темные линии, причем одни из них были широкие, а другие узкие, а число их было чрезвычайно велико.

А что они могут означать? Каким веществам принадлежат эти темные сигналы?

Иероглифы солнечного спектра

Кирхгоф и Бунзен усовершенствовали свой спектроскоп. Вместо одной призмы в него поставили четыре. Призмы усиливали действие друг друга, спектр получался длиннее, яснее, и все линии были видны более отчетливо. Число замеченных темных линий превысило тысячу, но понять, что они означают, не удавалось. Эти линии казались подобными иероглифам египетских папирусов, где каждый значок имеет свое особое значение, и разгадать их скрытый смысл было не так-то просто.

Уже давно было замечено, что широкая темная линия солнечного спектра, обозначенная латинской буквой «D», находится на том самом месте, где в спектрах земных веществ светится желтая линия натрия.

Ученые задумались: не тут ли кроется ответ на загадку? Может быть, темная линия D и желтая линия натрия действительно совпадают? Надо сравнить их.

Чтобы проверить это предположение, спектроскоп переделали. Перед его щелью Кирхгоф поставил две маленькие призмочки. Прибор стал как бы «двуглазым». Затем ученый устроил так, что в одну призмочку можно было направить луч солнечного света, а в другую — от газовой горелки.

Оба световых луча — и от Солнца и от горелки — шли внутри спектроскопа рядом. Они вместе попадали в большие призмы и вместе развертывались в спектр. Глядя в окуляр прибора, можно было видеть сразу оба спектра. Они светились  {245}  друг подле друга, с одной стороны — солнечный, яркий, радужный, пересеченный темными линиями, с другой — от горелки, тусклый, без особо ярких линий.

Ученые вносили в пламя крупинки различных веществ, и в спектре горелки вспыхивали яркие разноцветные линии. Но вспыхивали они не где попало, а только возле темных линий солнечного спектра. Вид спектра напоминал рисунок, в котором художник каждую линию начинал рисовать цветным карандашом, а заканчивал ее черным. Яркие линии на темном фоне спектра горелки служили прямым продолжением линий, темневших на светлом фоне солнечного спектра.

Ученые вносили в пламя самые разнообразные вещества, но всегда яркие линии в спектре горелки располагались возле соответствующих темных линий спектра Солнца. Это показывало, что темные и светлые линии одного происхождения. Широкая двойная линия D в спектре Солнца несомненно принадлежала натрию так же, как и яркая двойная желтая линия в спектре горелки. Они занимали в спектрах одно и то же место.

Но почему же линии в солнечном спектре получаются темными? Это оставалось непонятным. Чтобы разрешить загадку до конца, требовались новые опыты.

Спектроскоп снова перестроили: сняли дополнительные призмочки, а приборы переставили так, чтобы луч солнечного света проходил сквозь пламя горелки и оба спектра накладывались друг на друга.

В пламя горелки внесли кристаллик поваренной соли. Пламя тотчас окрасилось в желтый цвет, а в спектроскопе ученые увидели, что темная линия D в спектре Солнца исчезла. Вместо нее светилась яркая двойная линия натрия. Это еще раз доказало, что темные линии, так же как и соответствующие им светлые принадлежат одним и тем же веществам. Но почему темные линии темны, оставалось неясным.

Ученые опять изменили опыт. В пламя горелки они непрерывно подбрасывали крупинки соли, а щель, через которую в лабораторию проникал солнечный свет, то сужали, то расширяли.

Каждый раз, когда щель сужали и количество солнечного света уменьшалось, спектр Солнца темнел, а линия D светлела и становилась яркожелтой. Когда щель расширяли и количество солнечного света увеличивалось, спектр Солнца светлел, а линия натрия темнела.  {246} 

На светлом фоне она казалась темной, на темном светлой! Всё дело в соотношении яркостей. Электрическая лампочка ярко светит вечером, когда солнечного света нет, днем же она кажется тусклой. Точно так же и линия натрия ярка при слабом свете Солнца и тускла при сильном.

Теперь уж совсем не оставалось сомнений, что темные линии солнечного спектра принадлежат натрию, калию, стронцию, водороду и другим химическим элементам, но почему эти элементы на раскаленном Солнце дают о себе знать темными линиями? Казалось бы, что должно быть наоборот.


Свет раскаленной извести, пройдя сквозь пламя горелки, дал спектр, подобный спектру Солнца.


И Солнце гораздо жарче, чем пламя горелки, и линии должны быть особо яркими, но никак не тусклыми.

Чтобы попытаться решить этот наиболее трудный вопрос, ученые придумали еще один опыт. Они укрепили в пламени горелки кусок извести, а известь, раскаленная до 3 000°, светится ярким белым светом.

Спектроскоп навели на горелку с раскаленной известью. Спектр от извести, как и от всякого твердого тела, получился ровный, радужный, без всяких темных линий.

Затем ученые зажгли вторую горелку и поставили ее перед щелью спектроскопа. При таком расположении приборов свет от раскаленной извести проходил сквозь пламя второй горелки, а в спектроскопе, так же как и в предыдущем опыте, два спектра накладывались друг на друга.

В пламя горелки, стоявшей ближе к спектроскопу, внесли


 {247} 

Цифрой 1 помечен ровный радужный, без всяких линий спектр твердых тел; 3 — линейчатый спектр раскаленных паров и газов; 2 — спектр поглощения, с темными линиями, которые соответствуют светлым линиям раскаленных газов.


кусочек соли. Пламя окрасилось в желтый цвет, а в ровном радужном спектре раскаленной извести появилась не светлая желтая линия натрия, а темная линия D, точно такая же, как в солнечном спектре. Таким путем ученые сумели создать искусственную темную линию солнечного спектра. Это была крупная победа.

Ученые смешали несколько веществ, оказавшихся под рукой: пепел, соду, крошки каких-то минералов — и внесли крупинку этой смеси в пламя горелки. Тотчас же в спектроскопе появился спектр, пересеченный множеством темных линий и почти в точности похожий на спектр Солнца.

В лаборатории была сделана модель Солнца. Горелка, в которой сверкала раскаленная известь, изображала светоносную поверхность Солнца. Другая горелка исполняла роль более холодной солнечной атмосферы.

В недрах Солнца есть и натрий, и калий, и водород, и многие другие химические элементы.

В солнечной атмосфере, то есть в составе тех паров и газов, которые клубятся над светоносной поверхностью Солнца, тоже есть натрий, калий, водород и многие другие элементы.

В раскаленных недрах Солнца каждое вещество испускает свои цветные лучи. Эти лучи пронизывают атмосферу Солнца. Пары и газы, содержащиеся в более холодной атмосфере


 {248} 

Совпадение линий солнечного спектра с линиями железа.


Солнца, поглощают родственные им лучи. Пары натрия поглощают желтые лучи, которые испускает натрий в более глубоких слоях Солнца. Пары калия поглощают лучи калия и так далее. Иначе говоря, пары и газы поглощают те самые лучи, которые они способны испускать.

Поэтому в радужном спектре Солнца получаются пропуски — темные линии, как бы тени от паров тех веществ, которые содержатся в солнечной атмосфере.

Спектроскоп, сортируя лучи, показывает эти пропуски — места отсутствующих, поглощенных ярких линий.

И если в спектре Солнца видна двойная линия, — значит,. в солнечной атмосфере есть пары натрия, которые поглотили свою собственную желтую линию. Если в том месте, где должны виднеться линии водорода, этих линий нет, а темнеют пропуски, — значит, в атмосфере Солнца есть водород, похитивший свойственные ему лучи.

Это было открытием, которое позволяло узнавать химический состав Солнца и звезд. Неважно, что вместо ярких линий виднеются темные. Даже хорошо, что они темные: на светлом фоне они заметнее, и их легче измерять.

Таким образом, остается лишь составить карту солнечного спектра, то есть зарисовать и пронумеровать все темные линии, а также зарисовать карты спектров различных земных веществ. Тогда останется просто прикладывать эти спектры к солнечному и узнавать по совпадению линий, имеется ли это вещество на Солнце, или оно отсутствует.

Еще проще воспользоваться «двуглазым» спектроскопом. Если один «глаз» направить на Солнце, а другой на горелку,  {249}  то одновременно будут видны два спектра, и можно легко разобраться, где и что находится.

Ученые немедленно воспользовались своим изобретением и стали с его помощью задавать солнечному свету вопросы: имеются ли на Солнце натрий, калий, железо и другие вещества? Спектр своими линиями отвечал: на Солнце, в его атмосфере, содержатся пары натрия, кальция, бария, калия, железа, никеля, меди, цинка и водорода.

Так люди впервые узнали состав Солнца.

А за несколько десятков лет до этого открытия философ-идеалист Огюст Конт «пророчески» сказал: «Мы никогда не узнаем химического состава Солнца и звезд». Ошибся неудачливый философ, — он оказался плохим провидцем.

Ученые сумели допросить световой луч, и он поведал о химическом составе далеких небесных тел. Спектр оказался как бы паспортом светил — подробным и точным.

Это открытие совершило переворот в науке, оно создало новую отрасль — физическую астрономию, или астрофизику, и послужило одним из убедительнейших доводов против идеалистического учения о непознаваемости мира.

Еще раз подтвердились мудрые слова товарища Сталина... «что мир и его закономерности вполне познаваемы, что наши знания о законах природы, проверенные опытом, практикой, являются достоверными знаниями, имеющими значение объективных истин, что нет в мире непознаваемых вещей, а есть только вещи, еще не познанные, которые будут раскрыты и познаны силами науки и практики».1




 {250} 


ГЛАВА ВОСЬМАЯ

ПАСПОРТ СВЕТИЛ

Допрос солнечного луча

Радуга, приглашенная в лабораторию, добросовестно рассказывала о химическом составе Солнца. Первым выдал свое присутствие в солнечной атмосфере металл натрий. Его отчетливая двойная линия послужила опорой в первых опытах. Затем было обнаружено на Солнце железо: оно имеет свыше двух тысяч тонких линий в разных частях спектра и потому хорошо заметно.

Были найдены также линии кальция, магния, бария, меди, никеля, рубидия и цезия.

Новый способ исследования приобрел массу приверженцев. Все обсерватории обзаводились спектроскопами. Ученые быстро совершенствовали этот прибор и вели наступление на Солнце с неослабевающей энергией.

Если первая карта солнечного спектра имела в длину всего лишь около двух метров, то уже несколько лет спустя ученые составили карту в несколько десятков метров, и на ней было нанесено 20 тысяч спектральных линий.

В настоящее время карта солнечного спектра, если склеить все ее листы вместе, составит ленту в несколько сот метров длиной, и на ней видны десятки тысяч линий.

После первых девяти элементов, найденных изобретателями спектрального анализа, сообщения о новых победах  {251}  следовали чуть ли не ежегодно. На Солнце были найдены кобальт, углерод, стронций, серебро и олово.

Допрос солнечных лучей продолжался. К началу XX века список веществ, найденных на Солнце, увеличился до тридцати шести названий. В их числе находились даже редкие и мало известные элементы, как: церий, ниобий, иттрий, родий, эрбий, — но не было многих хорошо знакомых людям элементов, таких, как: кислород, сера, хлор, ртуть, платина золото, фосфор.

За последние годы список веществ, найденных на Солнце, значительно пополнился. Спектроскоп обнаружил в солнечной атмосфере присутствие не только газов и других легких элементов, но и тяжелых металлов. Нашлись золото, платина и даже торий. Открытие тория особенно интересно: ведь это первый радиоактивный элемент, существование которого было замечено на Солнце.

Из числа 88 элементов,1 обнаруженных в земной коре, на Солнце к 1950 году было найдено 66, но не следует думать, что на Солнце нет остальных элементов. Они, вероятно, тоже имеются, но заметить их линии в спектре Солнца пока не удалось.

У 13 элементов спектры пока еще мало изучены или совсем неизвестны. У нескольких элементов — как, например, у ртути, цезия — спектральные линии лежат в тех крайних и невидимых частях спектра, которые очень трудно исследовать.

Кроме элементов, на Солнце замечены также признаки химических соединений. Там есть окись титана, окись алюминия или глинозем — главная составная часть обыкновенной глины, окись цинка и некоторые другие вещества. К 1950 году на Солнце было известно 15 химических соединений.

Спектральный анализ позволил сделать чрезвычайно важный вывод. Он показал, что химический состав Земли и Солнца примерно одинаков. Всё, что есть на Солнце, имеется и на Земле.

Когда изучили спектры звезд, то нашли, что они тоже подобны спектру Солнца. Это убедило всех, что все небесные тела состоят из одинаковых материалов, и «кирпичами  {252}  мироздания» во всей Вселенной являются атомы самых обычных земных веществ.

Во время «допроса» солнечного луча наиболее «строптивым» элементом оказался кислород. Спектр кислорода, полученный в лаборатории, был известен достаточно хорошо, но в солнечном спектре не было ни одной линии, которая выдавала бы присутствие кислорода на Солнце. Одно время ученые думали, что именно кислород — газ жизни, газ, необходимый для дыхания живых существ, — является особым земным веществом и нигде, кроме Земли, кислорода нет. Было также замечено присутствие в солнечном спектре несколько загадочных линий, для которых никак не удавалось найти хозяев среди химических элементов, известных на Земле.

История исследования спектра Солнца богата разнообразными приключениями и неожиданными открытиями.

Спектроскоп показывает протуберанцы

В 1868 году в городке Гунтур в Индии, где можно было наблюдать полное затмение Солнца, съехались астрономы. Они готовились наблюдать в спектроскоп фонтаны раскаленных солнечных газов — протуберанцы. Ученые рассчитывали лучше узнать состав Солнца, а также определить, из каких газов образуются сами протуберанцы.

Началось солнечное затмение. Видимость протуберанцев была превосходной. Из-за темного диска Луны выступили языки солнечного пламени. Астрономы наводили щель спектроскопа на край Солнца, чуть выглядывавший из-за лунного диска. Перед глазами сиял красивый спектр раскаленных газов: сверкали яркие линии водорода — красная, зелено-голубая и синяя, светились линии и других веществ. Среди них была видна также одна яркожелтая линия-незнакомка, очень похожая на натриевую, однако в ту минуту было не до нее, и на эту линию тогда не обратили внимания.

Цветные линии были настолько ярки, так блестящи, что продолжали оставаться видимыми даже после затмения. Они сверкали в спектроскопе, несмотря на полный свет Солнца.

И это навело ученых на мысль, что незачем ждать коротких минут затмения: спектр солнечного края можно наблюдать в любой ясный день.  {253} 

Ведь что мешает наблюдениям Солнца в обычные дни? Наш воздух, вернее — солнечный свет, рассеиваемый земной атмосферой.

Если бы астрономы могли перенестись на Луну, где почти нет атмосферы, то они без всяких инструментов увидели бы Солнце во всем его блеске. Перед глазами ученых, оказавшихся на Луне, на густочерном звездном небе сиял бы золотистый диск Солнца, окаймленный ободком из подвижных язычков малиново-розового пламени и лучами жемчужно-серебристого сияния короны.

Мы же, живущие на дне воздушного океана, который окутывает нашу планету, лишены возможности любоваться Солнцем таким, какое оно есть в действительности. Рассеянный свет нашей атмосферы забивает нежный блеск протуберанцев и гасит слабое сияние короны. Мы видим только диск Солнца без протуберанцев и без короны.

Но спектроскоп — своеобразный прибор. Как мы знаем из второго опыта Ньютона, призма бессильна что-либо сделать с одноцветными лучами. Она властна только над белым светом, его она разлагает на цветные лучи и развертывает их в спектр. Поэтому свет нашего неба, попадая в спектроскоп, расходится вдоль по спектру и сильно при этом ослабевает. Одноцветные же лучи солнечных выступов проходят сквозь призмы почти беспрепятственно, они не меняют свою яркость и на ослабленном фоне спектра неба должны стать хорошо заметными.

От света солнечного диска тоже избавиться не так уж трудно. Ведь спектроскоп имеет зрачок в виде узкой щелочки, как у кошки. Можно щелочку спектроскопа навести только на самый край Солнца. Тогда сияние солнечного диска не помешает рассматривать яркие линии протуберанцев.

Так рассуждали ученые, собиравшиеся наблюдать спектр солнечных выступов при полном дневном свете.

На следующий день после затмения 1868 года, едва дождавшись, когда Солнце поднимется повыше над горизонтом, астрономы снова сели к приборам и навели щели спектроскопов на Солнце, да так искусно, что они только чуть-чуть касались солнечного диска. В спектроскопах засверкали вчерашние яркие линии протуберанцев.

Это было поистине замечательное открытие. Оно освобождало астрономов от необходимости ждать коротких мгновений затмении.


 {254} 

Изобретение спектрогелиографа

Счастливая догадка оказалась необычайно плодотворной. Ученые стали переделывать спектроскоп, постепенно превращая его в совершенно другой прибор. Новое усовершенствование спектроскопа основывалось на весьма простой мысли.

Солнечный луч, преломляясь в призмах спектроскопа, разворачивается веером цветных лучей. Почему же нельзя загородить в спектре шесть цветов радуги, оставив для наблюдения только один какой-либо цветной луч по своему выбору? Сделать это совсем несложно — достаточно укрепить внутри спектроскопа, за призмами, черную заслонку с узкой щелью.

Солнечный спектр упадет на эту заслонку. Шесть цветных лучей погаснут, наткнувшись на нее, а один скользнет в щель и достигнет окуляра. Можно сделать щель совсем, узенькой и пропустить в нее по желанию астронома только одну линию одного какого-либо элемента.

Разумеется, рассматривать одну какую-либо линию нет особого смысла. Не к этому стремились ученые. Они хотели превратить спектроскоп в особый телескоп, который может показывать изображение Солнца в лучах одного цвета.

К спектроскопу приделали небольшой электрический моторчик. Он приводил в быстрое колебательное движение только заслонку с первой щелью. Щель, двигаясь вправо и влево, пробегала по всему протуберанцу, позволяя видеть его форму.

Затем, вместо колеблющейся щели, применили маленькую вращающуюся четырехгранную призму, и спектроскоп превратился в прибор, который показывает астроному не только отдельные линии солнечного спектра, но и — подобно телескопу — всё Солнце.

Над усовершенствованием нового прибора ученые трудились свыше пятидесяти лет.

Сейчас спектроскопические солнечные телескопы строят самых различных типов и применяют их во всех обсерваториях. Новый прибор получил название спектрогелиоскопа или спектрогелиографа, если он приспособлен для фотографирования Солнца.

Особенно замечательна способность спектрогелиографов — показывать поведение на Солнце каждого вещества в отдельности.  {255} 

Астроном подвигает заслонку так, чтобы в ее щель проскальзывала одна из линий водорода, и видит всё, что происходит с водородом на Солнце. Лучи, испускаемые в это время другими элементами, для него становятся невидимыми.

Если нужно понаблюдать за кальцием, ученый поворотом рукоятки настраивает прибор на лучи кальция, как настраивают


Фотография Солнца (спектрогелиограмма), снятая в лучах водорода.


радиоприемник на волну той станции, которую хотят слушать. Лучи водорода исчезают, перед астрономом появляются клубящиеся облака паров кальция.

Можно настроить спектрогелиоскоп на линии излучения более тяжелых металлов — меди или железа. Тогда лучи всех остальных веществ погаснут и своим блеском не будут мешать  {256}  наблюдению. Перед астрономом откроются более глубокие слои солнечной атмосферы, то есть те, в которых много паров тяжелых металлов.

В самые последние годы спектрогелиоскоп соединили с киносъемочным аппаратом. Получился спектрогелиокинематограф.


Фотография Солнца (спектрогелиограмма), снятая в лучах кальция. Снимок сделан одновременно с предыдущим.


Этот прибор фотографирует Солнце на кинопленку, а потом в обсерватории астрономы смотрят на экране фильмы из жизни Солнца и следят за поведением на Солнце каждого вещества в отдельности.

Вот какую замечательную услугу науке оказала такая, казалось бы, мелочь, как вторая щель у спектроскопа.


 {257} 

Поиски «солнечных» веществ

Загадочную желтую линию в спектре солнечных выступов заметили еще в 1868 году. Тогда на нее не обратили внимания, так как были увлечены другим делом, но о ее существовании не забыли. Подобно другим линиям, ее можно было видеть ежедневно, наводя щель спектроскопа на край Солнца.


В спектре солнечных выступов, кроме линий водорода, виднелась еще одна линия, похожая на натриевую, но принадлежавшая неизвестному веществу.


 {258} 

Желтая незнакомка была очень похожа на натриевую линию, — она имела тот же цвет, но место в спектре занимала другое.

Натриевая линия должна быть поближе к красному концу спектра, а эта расположилась ближе к зеленой части.

Это не натрий — решили ученые. Это какое-то другое, не известное на Земле вещество. И его заочно назвали гелием, так как греческое слово «гелиос» в переводе означает: «солнце». А гелий — солнечное вещество.

Долгое время гелий считали принадлежащим исключительно Солнцу и найти его на Земле не могли. Только в 1895 году химики сумели выделить газ гелий из минерала клевеита. Солнечное вещество оказалось также и земным. Самое замечательное в этом то, что астрономы отыскали гелий на Солнце раньше, чем это сделали геологи и химики на Земле.

Сейчас гелий — самый обычный «земной» продукт. Его добывают на заводах и наполняют им вместо водорода дирижабли и воздушные шары. Гелий лучше водорода, так как водород вспыхивает от малейшей искры, а гелий — газ инертный, он не горит и совершенно безопасен.

В 1869 году астрономы увидели в спектре самых верхних слоев солнечной атмосферы другую загадочную линию, но не желтого, а яркозеленого цвета.

Перед наукой встала очередная загадка, и астрономы спешили раскрыть тайну зеленой незнакомки. Поэтому в 1870 году на берега Средиземного моря, где ожидалось очередное затмение, стремились ученые со своими приборами.

Почти в каждом приморском городке обосновывались астрономы, а три экспедиции взобрались на вулкан Этну, чтобы с горной вершины наблюдать затмение.

Астрономы, забравшиеся на Этну, спустились вниз рассерженные: они совсем ничего не видели, так как облака разошлись после того, как затмение кончилось.

Повезло немногим. Когда Луна закрыла Солнце, удалось увидеть в спектроскопе блестящую вспышку ярких линий. Среди них светился и таинственный зеленый сигнал неизвестного вещества.

Самое удивительное заключалось в том, что зеленая линия виднелась только в свете короны, то есть в самой верхней и разреженной части солнечной атмосферы. На самом Солнце вещества, испускавшего зеленый луч, не оказалось.


 {259} 

Часть солнечной поверхности, сфотографированная в лучах, испускаемых раскаленным водородом.



 {260} 

Для поисков кислорода на Солнце на вершине Монблана была построена небольшая обсерватория.


И это наводило на мысль, что в короне имеется необычайно легкий газ — новое солнечное вещество. Оно, повидимому, легче водорода, так как поднимается в самые верхние слои солнечной атмосферы. Это вещество решили назвать коронием — газом солнечной короны.

Вначале ученые сомневались в существовании гелия и корония, но когда в клевеите нашли гелий, то правдоподобным стало казаться и существование корония. Химики стали разыскивать короний в различных минералах, но обнаружить на Земле даже следов газа солнечной короны не удавалось. Загадка оставалась загадкой.

Подозрительным казалось также отсутствие в солнечном спектре линий кислорода. В составе нашего светила ученые нашли к тому времени почти все газы, кроме кислорода.

Три зеленых обманщицы

Ученые не могли примириться с мыслью, что кислород отсутствует на Солнце. Земля очень богата этим газом. В атмосфере — кислород. Вода — соединение водорода с кислородом.  {261}  Почва, земля, песок, глина, камни — всё это окислы, то есть соединения кислорода. Окись алюминия — это глинозем, окись кальция — известь, окись кремния — кремнезем.

Кислород должен найтись на Солнце. Ученые старательно искали его, подозревая, что зеленая линия в спектре солнечной короны принадлежит не фантастическому коронию, а неуловимому кислороду.

Почти одновременно с открытием зеленой линии в спектре солнечной короны астрономы заметили в спектрах туманностей две зеленые линии. Они также не имели хозяина среди веществ, известных на Земле.

У некоторых ученых возникла мысль, что и в туманностях имеется какой-то неизвестный газ. Он испускает загадочные лучи, которые придают туманностям их призрачно-зеленоватый цвет.

Неведомому газу туманностей заочно дали название «небулий», — от латинского слова «небула», что значит: «туманность».

Геофизики, изучавшие полярные сияния, тоже обнаружили в их спектрах зеленые линии неизвестного происхождения. Это позволило им предположить, что в самых верхних слоях земной атмосферы находится какой-то легкий газ — может быть, даже родственник солнечному коронию — геокороний.

Таким образом, ученым казалось, что спектральный анализ открыл существование еще трех новых веществ: корония, небулия и геокорония.

Многие ученые думали, что стоит только хорошенько их поискать, и эти газы найдутся на Земле, так же как нашелся гелий. И они старались обнаружить на Земле хотя бы следы таинственных газов, но обнаружить их не удавалось.

Можно сказать, что небулий, короний и геокороний на Земле не открыли, а «закрыли». Их зеленоватые линии оказались обманщицами.

Великий русский ученый Д. И. Менделеев еще в 1889 году предупреждал, что показания спектроскопа могут вводить в заблуждение.

«Опыт ясно показывает, — говорил Менделеев, — изменчивость напряженности света спектральных линий простых тел при различии температуры и давления».

И Менделеев был совершенно прав. Иногда одни и те же химические элементы дают разные спектральные линии.  {262}  Образование новых линий зависит от условий, в каких находятся эти вещества.

Физики исследовали кислород и другие вещества в лабораториях и убедились, что высокая температура, большое давление или, наоборот, сильное разрежение изменяют вид спектра каждого вещества. В разреженном состоянии химические элементы испускают одни лучи, под большим давлением — другие, при очень большом нагреве — третьи. В разных условиях пары и газы светятся по-разному. Они начинают подавать цветные сигналы, не свойственные им в обычном состоянии.

Именно этой особенностью веществ и объясняется то, что ученые не сразу заметили присутствие кислорода на Солнце. Там кислорода — такого, как на Земле, действительно очень мало.

На Солнце кислород иной. Высокая температура, мощные потоки света, излучаемые Солнцем, и сильное разрежение в верхних слоях солнечной атмосферы изменили его спектральные свойства. Кислород на Солнце есть, но он дает о себе знать тремя слабенькими красными линиями.

Таким же измененным кислородом оказались и таинственный газ туманностей — небулий и геокороний из верхних слоев земной атмосферы.

В самых верхних слоях земной атмосферы и в туманностях, где давление газов ничтожно мало, а пространство пронизано ультрафиолетовыми лучами Солнца и звезд, кислород изменяет свой спектр. Там он излучает зеленоватый свет и в спектре дает о себе знать зелеными линиями, которые по ошибке приписывали несуществующим в природе газам — геокоронию и небулию.

Когда ошибка была разоблачена, некоторые ученые подумали, что зеленая линия в спектре солнечной короны тоже принадлежит кислороду. Но это оказалось неверным.

Недавно хозяина «зеленой загадки» нашли. Оказалось, что зеленая линия принадлежит железу. Пары железа, даже не пары, а отдельные сильно измененные атомы железа под действием солнечного излучения начинают испускать зеленые лучи.

В настоящее время почти все загадочные линии солнечного спектра разгаданы, у каждой из них нашелся хозяин среди известных на Земле элементов, и если случается обнаружить какую-либо новую спектральную линию, то никто  {263}  уже не думает, что она может принадлежать неземному веществу.

«Неземных» веществ не существует, потому что строительные материалы природы во всей Вселенной одинаковы.

Строительные материалы природы

Опыт с двумя горелками и куском извести, который выполнял роль Солнца, повторяли в прошлом столетии многие ученые, и все они находились на пороге весьма важного открытия.

В начале исследования спектров астрономы были настолько поглощены поисками и разгадкой значения темных линий, что не обращали внимания на явления, казавшиеся им второстепенными. Полезное для науки открытие почти пятьдесят лет ускользало от них.

Когда в пламя горелки, изображавшей атмосферу Солнца, вносили кусочек поваренной соли, в сплошном спектре раскаленной извести появлялась темная двойная линия натрия. Если бы кто-нибудь догадался понаблюдать подольше, то, безусловно, заметил бы, что линия натрия, густочерная в начале опыта, слабела и таяла, когда в пламени горелки оставались последние пылинки натрия.

Именно в этом-то и заключалась суть возможного открытия. Ведь темные линии спектра не что иное, как тени тех веществ, которые находятся в атмосфере Солнца. Тени могут быть разные: от большого и плотного облака тень падает на землю густая и темная, а от легкого прозрачного облачка тень получается светлая. Так и тут. Когда паров натрия в пламени горелки много, линия натрия чернеет, как нарисованная тушью. Когда натрий выгорает, линия светлеет. Последние остатки паров натрия уже не могут перехватывать и поглощать все родственные им желтые лучи, часть их прорывается в спектроскоп, и чернота линии ослабевает.

Следовательно, наличие в спектре той или иной линии означает присутствие на Солнце вещества — хозяина этой линии, а степень черноты линии указывает на количество этого вещества. Черная — много, светлая — мало!

Когда ученые поняли это, спектроскоп выступил в совершенно новой для него роли: он стал весами, и не простыми,  {264}  а дальномерными, действующими на расстоянии многих миллиардов километров. Теперь спектроскоп позволяет ученым определять не только какие вещества находятся на Солнце и на звездах, но и сколько каждого из них.

Измеряя степень черноты различных линий солнечного спектра, ученые довольно точно определили химический состав солнечной атмосферы. Оказалось, что там больше всего водорода. Он составляет без малого 82% солнечной атмосферы. Кроме водорода, Солнце богато гелием, — его 18%, — а на долю всех остальных элементов остаются только сотые доли процента.

Состав самого Солнца определить гораздо труднее. Некоторое представление о веществах, которые находятся в более глубоких слоях Солнца, дает спектрогелиограф. Настроив его на линии тяжелых металлов, можно тем самым заглянуть в нижние этажи солнечной атмосферы.

Оказывается, что и в солнечных недрах больше всего газов гелия и водорода.

По определению профессора А. В. Северного, Солнце на 38% своей массы состоит из водорода, на 59% из гелия, а остальных элементов в нем 3%.

Химический состав звезд подобен солнечному, и на звездах больше всего водорода и гелия. Повидимому, эти газы являются самыми главными строительными материалами звезд. Другими химическими элементами звездные атмосферы бедны.

Исключением из общего правила является очень небольшое число самых горячих и самых холодных звезд.

На некоторых белых звездах замечено странное обилие азота, тогда как углерод почти ничем не выдает своего присутствия. А в спектрах других таких же белых звезд особенно резки и черны линии углерода, а линии азота очень слабы.

В созвездии Северной Короны есть одна весьма удивительная звезда. На карте этого созвездия она помечена латинской буквой «R». R Северной Короны принадлежит к группе белых гигантов, — это очень большая и горячая звезда.

Обычно R Северной Короны светит, как рядовая звезда шестой величины. Потом совершенно неожиданно и очень быстро звезда меркнет, сбавляя свою светимость почти в 10 тысяч раз. В это время звезду удается найти на небе только с помощью достаточно сильного телескопа.  {265} 

В таком состоянии R Северной Короны может находиться дней сто, иногда даже двести. Потом она восстанавливает свой блеск и светит как ни в чем не бывало до следующего приступа потемнения, а он может начаться так же внезапно и через несколько месяцев, и через несколько лет. Никаких даже приблизительных сроков R Северной Короны не придерживается, и поэтому она причислена к неправильным переменным звездам.

Исследование спектра этой звезды позволяет предполагать, что потеря светимости звезды объясняется внезапным извержением из ее недр огромных масс... сажи, то есть углерода. Углерод поднимается в верхние слои атмосферы звезды и окутывает ее черным, непрозрачным покрывалом. Сквозь облака сажи с трудом пробивается свет звезды. Затем черные облака постепенно рассеиваются и звезда восстанавливает свой прежний блеск. Насколько верно это предположение, должны показать будущие исследования.

У звезд, которые примерно вдвое холоднее Солнца, также обнаружено некоторое отличие в химическом составе. Есть звезды, накопившие много металла циркония. На нескольких звездах замечено обилие окиси титана, а на других — стронция. Найдено несколько «железных» звезд. Имеются также звезды, богатые углеродом и его соединениями.

Спектры таких углеродных звезд еще до Великой Отечественной войны начал исследовать в Симеизской обсерватории замечательный советский астроном академик Григорий Абрамович Шайн.

Так как в 1942 году Симеизская обсерватория была полностью разрушена фашистскими варварами, свои исследования Г. А. Шайн продолжал в Абастуманской обсерватории Грузинской ССР и закончил их в 1948–1949 годах уже в новой, Крымской астрофизической обсерватории.

Г. А. Шайн сумел установить не только количество углерода на этих звездах, но и сколько там имеется более тяжелой разновидности углерода.

На Земле этой разновидности углерода мало. На девяносто девять атомов обычного углерода приходится один атом тяжелого. На некоторых же звездах тяжелого углерода поразительно много: из каждых трех атомов углерода — один атом принадлежит к его тяжелой разновидности.

Значение открытия Г. А. Шайна исключительно велико.  {266}  Ведь тяжелая разновидность углерода является неустойчивым, временным элементом. Он возникает из какого-то другого элемента, и сам, в свою очередь, с течением времени превращается в другое вещество.

Г. А. Шайн сумел ухватить одно звено из цепочки разнообразных превращений элементов. Это первая ласточка из ряда будущих открытий, которые обещают нам ответить на вопрос, почему звезды светят.

Превращения элементов сопровождаются мощным выделением энергии. Именно они поддерживают светимость Солнца и звезд. Энергия Солнца — атомная энергия. Ученые пока еще не знают, какие атомы в недрах звезд распадаются и какие создаются. Открытие Шайна открывает дорогу к исследованию этой тайны звездных недр.

За свое выдающееся открытие Григорий Абрамович Шайн удостоен Сталинской премии первой степени.

Разведка соседних планет

Спектроскоп позволяет нам читать и понимать тайную светопись раскаленных газов солнечной поверхности. Но может ли он сообщить нам что-либо о планетах? Ведь планеты холодны. Они светятся не своим, а чужим светом; они блестят в солнечных лучах, отражая их, как всякий освещенный Солнцем предмет. Наводя свой волшебный прибор — спектроскоп на планету, астроном видит обычный солнечный спектр — радужную полоску с множеством темных линий. Планета, как зеркало, повторяет спектр Солнца.

Это совершенно верно по отношению к планетам, лишенным воздушной оболочки, их спектр не имеет отличий от солнечного. Меркурий и Луна отражают солнечный спектр без изменений. Иное дело, когда планета одета газовой оболочкой.

Спектры планет, обладающих атмосферой, тоже похожи на солнечный, но не совсем. Разница хотя и не велика — едва заметна, но она всё же существует и в настоящее время уже не может укрыться от опытного глаза астронома. Отдельные темные линии в спектрах некоторых планет становятся темнее, шире, среди них появляются новые линии. Солнечный свет проходит сквозь атмосферу планеты, отражается от ее поверхности или от облаков и на обратном пути снова  {267}  пронизывает тот же слой газов. По дороге он теряет из своего состава некоторые лучи, й получается так называемый спектр поглощения. Холодные газы планетной атмосферы задерживают и поглощают как раз те лучи, которые они способны испускать в раскаленном состоянии.

Сличив спектры Солнца и планет, ученые узнали, каков примерно состав газов в атмосферах планет.

Спектроскоп оказался проницательным разведчиком; по его донесениям можно судить, на какой планете участники первой межпланетной экспедиции могут безбоязненно снять кислородные шлемы, а где им этого делать нельзя, чтобы не погибнуть от ядовитых газов...

Что же говорится в спектральных донесениях с ближайших планет?

Меркурий отражает солнечный свет без заметных изменений. На нем почти нет атмосферы. Это голый каменистый шар, более пустынный, чем Сахара, и совсем не пригодный для жизни.

Иное дело — Венера, это поистине загадочная планета. Ее атмосфера белоснежна, как пена. Венера так плотно окутана густыми белыми облаками, что еще никому и никогда не удавалось увидеть хотя бы кусочек ее поверхности. Облака нигде не дают ни малейшего просвета, и пока никто еще не придумал способа, как узнать, что находится под ними. Может быть, там расстилается безжизненная пустыня с мертвыми морями, а может быть, в жарком климате Венеры растут роскошные тропические леса, в которых пасутся диковинные животные. Мы этого не знаем.

Тайну Венеры хранят непроницаемые облака, которые сами по себе составляют загадку. Никак не удается распознать, из чего они состоят. На наши земные облака они не похожи. Земные облака образованы клубами водяного пара, но в спектре Венеры опытный глаз астрофизика не находит даже признаков паров воды. Облака на Венере более похожи на клубы дыма, а не на пар. Они напоминают дымовую завесу, которая получается, когда саперы для маскировки зажигают белые дымовые шашки.

Кропотливые исследования спектра Венеры показали, что в ее атмосфере над слоем облаков совсем нет свободного кислорода. Темные полосы, которые заметны в ее спектре, принадлежат углекислоте, и этого газа там, повидимому, много. Пожалуй, участникам будущей экспедиции на Венере не  {268}  придется снимать кислородные шлемы. Человеку на Венере нечем дышать. Вряд ли первые исследователи Венеры увидят там девственные леса с диковинными животными. Жизнь на этой планете или не зародилась совсем, или находится в самой начальной стадии развития. Повидимому, растения и моллюски еще не успели очистить воздух на Венере от углекислоты так, как они это сделали на Земле.

Ведь миллиард лет 'назад земная атмосфера тоже была богата углекислым газом, но в первобытном океане размножалось бесчисленное множество различных мельчайших растений, водорослей и морских животных, корненожек, аммонитов, кораллов. Они поглощали углекислоту из воздуха и строили из углекислой извести свои ракушки и скелеты. Корненожки погибали, их известковые домики падали на дно океана. В течение миллионов лет миллионы поколений моллюсков создали пласты известняков толщиной местами в несколько километров. Такие горы, как Жигули на Волге, меловые горы в Воронежской и Курской областях, залежи известняков под Москвой, — не что иное, как кладбища бесчисленного количества моллюсков и морских растений, которые поглощали углекислоту, очищая воздух, делая его годным для. дыхания высших организмов.

Очистку земной атмосферы от углекислоты закончили наземные растения. Дремучие леса каменноугольного периода оставили нам огромные пласты каменного угля. Растения разложили углекислый газ на составные части. Углерод в виде каменного угля остался в земле, а кислород растения вернули в атмосферу. Благодаря соединенным усилиям жителей моря и наземных растений мы имеем теперь в составе воздуха 21% кислорода и только 0,03% углекислого газа. Миллиард лет назад углекислого газа в нашей атмосфере было гораздо больше.

На Венере же атмосфера слишком богата углекислотой. Моллюски, строители известковых ракушек, — если они только там имеются, — еще не успели очистить воздух на Венере.

Спектр нашей ближайшей соседки в пространстве — Луны подобен солнечному. Луна мала, ее масса невелика, и силы тяготения на Луне недостаточно, чтобы удерживать возле себя сколько-нибудь значительную атмосферу. Луна — каменистый безжизненный шар, и спектроскоп ничего интересного или примечательного о ней не сообщает.  {269} 

Третьим нашим соседом по Вселенной является Марс — планета не менее загадочная, чем Венера. Марс, бесспорно, обладает атмосферой: там бывают видны пыльные бури, редкие облака, наблюдается также явление сумерек. Сомневаться в существовании на Марсе воздушной оболочки не приходится.

В отличие от Венеры, Марс имеет очень чистую и прозрачную атмосферу. Но кислорода там очень мало. И на Марсе члены экспедиции не смогут снимать кислородные шлемы. Людям Земли там дышать будет нечем, так как кислорода на Марсе раз в семьдесят меньше, чем в нашем воздухе.

Водяных паров на Марсе тоже мало. Водой Марс крайне беден.

Директор Харьковской обсерватории профессор Н. П. Барабашев исследовал состав света, отраженного пустынями Марса, и нашел, что поверхность этих пустынь гладка, ровна и покрыта мелким песком или даже пылью. Это же показали исследования директора астрономической обсерватории Ленинградского государственного университета профессора В. В. Шаронова и его сотрудницы Н. С. Орловой.

Московский астроном Л. Н. Радлова изучала, как отражают свет различные горные породы: пески, глины, морская галька, гранит и тому подобные. Результаты своих исследований она сравнила с наблюдениями над светом, отраженным пустынями Марса. Оказалось, что между песком, привезенным из пустыни Кызыл-Кум, и песком, устилающим красные пятна на Марсе, сколько-нибудь заметной разницы нет.

Но не ржаво-желтые пятна пустынь на Марсе привлекают внимание астрономов. Это пустыни, а они не интересны, так как зимой и летом остаются одинаковыми. Иное дело — темные пятна, которые изменяют свою окраску по временам года.

Синеватая растительность Марса

В телескоп видно: когда на одном из полушарий Марса наступает весна, то пятна явно зеленеют, как будто там появляются всходы, а леса одеваются листвой. К середине лета эти зеленые пятна желтеют, приобретая коричневый оттенок.


 {270} 

Карта поверхности Марса.


Создается полное впечатление, что на Марсе есть растительность, подобная земной, но климат Марса сух и суров, лето там коротко и засушливо, жизнь растений поэтому непродолжительна, так же как у нас на Земле в полупустынях. Однако зеленоватая окраска и сезонная изменчивость темных пятен еще не достаточно убедительное доказательство существования на Марсе растительности. После дождя, например, почва тоже темнеет. Может быть, зеленоватые пятна Марса — просто болотистые низины, оставшиеся от пересохших морей. Они темнеют весной, когда появляются талые воды, а летом, подсыхая, светлеют.

Для решения спорного вопроса астрономы прибегли к спектроскопу. Этот волшебный разведчик далеких миров способен дать ценные сведения.

Если с помощью спектроскопа исследовать свет, отраженный листвой наших лесов, то в красной части спектра бросается в глаза довольно широкая и темная полоса. Эта полоса образуется вследствие поглощения красных лучей хлорофиллом — зеленым веществом листвы. Спектр хлорофилла настолько отчетлив, что спутать его с чем-либо другим трудно. Поэтому, казалось, достаточно направить спектроскоп на зеленые пятна Марса, и прибор безошибочно ответит: если в спектре Марса видна полоса поглощения хлорофилла, — значит, там есть растительность. Однако выполнить подобное наблюдение не так-то просто. Никак не удается нацелить спектроскоп так, чтобы он улавливал свет, отраженный только темными пятнами. Неминуемо попадет отблеск красноватых  {271}  пустынь. Кроме того, Марс далек от Солнца. Свет его слаб и спектр тускл.

Результаты первых спектроскопических исследований ученые признали недостаточно надежными.

Член-корреспондент Академии наук СССР Г. А. Тихов уже свыше сорока лет изучает поверхность Марса. Его исследования показали: полоса поглощения хлорофилла в спектре Марса имеется, но есть одна странность: темные линии, которые могут принадлежать хлорофиллу, резче и заметнее в спектре света, отраженного зимним полушарием, а не летним, хотя должно быть как раз наоборот.

Эту странность можно объяснить тем, что на Марсе есть вечнозеленая хвойная растительность вроде наших елей, сосен, пихт, она-то и дает характерные линии в спектре зимнего полушария, а летние растения на Марсе, повидимому, не зеленые, а голубые или синеватые.

Для решения спорного вопроса о Марсе была привлечена фотография в инфракрасных лучах. Известно, что сад или лес, сфотографированный в инфракрасных лучах в жаркий летний полдень, выглядит так, как будто их снимали в разгар зимы. Виновником неестественного превращения летнего пейзажа в зимний является всё тот же хлорофилл. Это удивительное вещество сильно отражает инфракрасные лучи. Поэтому растительность, сфотографированная в инфракрасных лучах, выходит на снимке совершенно белой, как бы усыпанной снегом. Если на Марсе растут деревья, кусты и трава, подобные нашим, то пространства, занятые растительностью, должны получиться на снимке белыми, как снег.

В 1939 году В. В. Шаронов сфотографировал Марс на пластинках, чувствительных к инфракрасным лучам. С волнением ожидали ученые результатов. Если зеленые пятна на Марсе получатся белыми, — растительность есть. Если темными... Драгоценные снимки проявили. Результат изрядно смутил астрономов, веривших в существование на Марсе растительности. Пятна на снимках оказались темными.

Г. А. Тихов, однако, является убежденным сторонником существования на Марсе зелени. Он продолжал свои исследования.

«Почему, собственно говоря, мы ждем, что на Марсе должна быть растительность точно такая же, как и на Земле? — задал себе вопрос ученый. — Условия жизни там другие. Климат Марса суров. Атмосфера очень прозрачна и суха.  {272}  Растения неминуемо должны были приспособиться к тамошним условиям жизни. И вовсе необязательно, чтобы растения на Марсе отражали инфракрасные лучи, — там холодно, солнечного тепла нехватает, — зачем же им отражать теплые инфракрасные лучи? Наоборот, они нужны им самим, чтобы не замерзнуть».

Астроному пришла в голову мысль посмотреть, как выглядят наши земные растения, когда они попадают в условия жизни, похожие на марсианские. Для этого ученый совершил несколько экскурсий в горы.

В Казахстане, на вершине Туюк-Су, возвышающейся на 3 400 метров над уровнем моря, условия довольно суровы: прохладно, сухо, небо прозрачно.

На этой вершине Г. А. Тихову бросилось в глаза скромное растение, именуемое остролодкой. Горный цветок имел не совсем обычный вид, его листочки были покрыты голубым налетом. В холодном горном климате растение изменило обычную для него окраску: оно утратило зеленый цвет.

И вообще растения умеренного пояса, попадая в более суровые края, — например, в сады северных городов, — меняют окраску. Листва становится синеватой с фиолетовым оттенком. Незабудки темнеют, цветы тысячелистника, белые или розовые, приобретают фиолетовый оттенок. Суровые условия жизни в Арктике заставляют растения приспосабливаться к ним.

А на Марсе климат еще суровее. Там растениям не может хватать пайка красных лучей, которыми довольствуются зеленые земные растения. Они вынуждены поглощать также и желтые и зеленые лучи, отражая главным образом голубые, синие и фиолетовые.

Очевидно, зеленую окраску на Марсе могли сохранить только такие испытанные северяне, как хвойные породы, а лиственные вынуждены были одеться в голубую или синюю листву.

Так советским ученым Г. А. Тиховым создана новая отрасль науки: астроботаника, изучающая растительный мир при помощи спектроскопа. Она не только помогает нам исследовать свойства растительности на Марсе, но несомненно должна оказать помощь и земным ботаникам-мичуринцам, так как она выясняет совершенно новым способом именно те свойства растений, которые обусловливают их способность выдерживать суровые условия климата: мороз, засуху и малое давление атмосферы.  {273} 

Следующая планета — Юпитер. Этот великан солнечной системы окутан густой и облачной атмосферой. Облака на Юпитере не белоснежные, как на Венере, а сероватые или желтоватые и имеют различные оттенки. Эти облака непрерывно движутся, и было бы очень важно узнать, какая причина вызывает их бурное, стремительное движение.

Юпитер более чем в 5 раз дальше от Солнца, чем Земля, и на каждый квадратный метр его поверхности достается солнечного тепла в 27 раз меньше, чем на Земле. Кроме того, даже те крохи солнечного тепла, которые получает Юпитер, почти не достигают его поверхности и не согревают его: они отражаются от его облаков и рассеиваются в пространстве. В общей сложности паек солнечного тепла на Юпитере в 60 раз меньше земного.

Исходя из этих данных, один буржуазный астроном сделал вывод, что Юпитер будто бы закован в сплошной ледяной панцырь. Он даже ухитрился вычислить толщину ледяной коры на Юпитере — 25 тысяч километров.

Высмеивая убогую односторонность таких рассуждений и вычислений, Фридрих Энгельс в свое время писал, что ученый подобного толка, «кроме наблюдений, знает только вычисления, а из-за вычислений разучился думать».1

Наблюдения свидетельствуют о необычайно бурном движении облачных масс на Юпитере и о многих других переменах, происходящих в атмосфере этой планеты. В 1878 году Ф. А. Бредихин открыл на Юпитере существование большого красного пятна. Было замечено, что сероватые облака Юпитера обходят это пятно стороной. С 1882 года большое красное пятно стало тускнеть. Сейчас оно иногда бывает видно, а иногда — нет. Случается также наблюдать на Юпитере образование белых облаков.

Спрашивается: откуда, из каких источников черпается энергия движения облачных масс на Юпитере? Солнечного тепла для этого явно недостаточно. Несомненно, эта планета не холодный, застывший шар; с ее поверхности поднимаются потоки горячих газов, и их движение вызывает все явления, наблюдаемые нами в атмосфере Юпитера.

Из чего состоят облака на Юпитере — пока неизвестно, но не из водяного пара, так как присутствия воды на Юпитере


 {274} 

Вид Юпитера в телескоп. Верхний снимок сделан в 22 часа 15 минут, а нижний — в 24 часа.



 {275} 

спектроскоп не обнаружил. Не замечено там также свободного кислорода.

Исследование спектра Юпитера показало, что его атмосфера богата аммиаком и метаном. На Юпитере, очевидно, членам будущей экспедиции ни в коем случае не придется снимать кислородные маски, иначе они задохнутся в волнах болотного газа с резким запахом нашатырного спирта.

Спектры Сатурна, Урана и Нептуна похожи на спектр Юпитера.

Все спутники планет, а также и мелкие планеты — астероиды — лишены сколько-нибудь заметных атмосфер. Странное исключение составляет Титан — самая большая луна Сатурна. На нем установлено присутствие довольно густой атмосферы, состоящей из метана.

Таковы вкратце сведения, доставленные нам спектроскопом об атмосферах небесных тел, входящих в состав солнечной системы. Они не очень полны и обстоятельны, в частности потому, что исследователям сильно мешает наша собственная земная атмосфера.

Каждый луч света, достигший лаборатории астронома, проходит сквозь всю толщу воздушной оболочки земного шара. По пути свет теряет из своего состава часть лучей, в спектре получаются дополнительные темные линии водяного пара, кислорода и других газов нашего воздуха. Они как бы загораживают, затемняют именно то, что хочется рассмотреть в спектре соседей. Правда, астрономы сейчас умеют учитывать мешающее влияние нашей атмосферы, и, чтобы по возможности избавиться от него, астрофизические обсерватории строят обычно на горах, где воздух чище и слой его тоньше. Лучше бы совсем вынести астрофизическую обсерваторию за пределы атмосферы, то есть построить ее на Луне. Но пока это трудно осуществимое предприятие.

Поиски сверчка-невидимки

Во второй половине прошлого столетия весь ученый мир остановился в недоумении перед двумя загадками природы, для которых тогда не находилось удовлетворительного объяснения.

Первой загадкой были спектры химических элементов.  {276} 

Д. И. Менделеев.

Спектральным анализом пользовались астрономы, физики, химики, инженеры. С его помощью узнавали химический состав Солнца, звезд и туманностей, исследовали минералы и сплавы, отыскивали новые химические элементы. Спектральный анализ добросовестно служил людям, но возникновение спектров оставалось неразгаданным ребусом.

Почему каждый элемент в раскаленном и газообразном состоянии обладает своим, особенным и только ему одному присущим, набором спектральных линий? Каким образом в недрах вещества от высокой температуры возникают цветные лучи? На эти вопросы никто ответить не мог.

Астрономы, физики, химики и все, кто пользовался спектральным анализом, чувствовали себя в положении первых естествоиспытателей, которые слышали монотонное пение сверчков за печкой, но не имели представления о том, как выглядят эти сверчки и каким образом они извлекают свои скрипучие звуки.

Источником спектральных линий, несомненно, был атом, но как выглядят, как устроены атомы — эти сверчки-невидимки — и как они светят, — было совершенно неизвестно.

Вторая загадка, поставившая весь мир в тупик, была открыта великим русским ученым Дмитрием Ивановичем Менделеевым. Изучая особенности и различные свойства химических элементов, Менделеев обратил внимание, что среди них встречаются элементы, похожие друг на друга, как самые близкие родственники. Серебро по своим свойствам родственно меди. Фтор имеет много общего с хлором, бромом, иодом. Ядовитые фосфор, мышьяк и сурьма явно составляют одно семейство. Почти у каждого элемента имеется по два-три родственника,

Менделеев с гениальной прозорливостью понимал, что родство элементов не случайно. Оно, несомненно, является признаком какой-то важной закономерности. Раскрыв ее,  {277}  можно проникнуть в лабораторию природы и, может быть, даже понять, как устроены атомы — эти мельчайшие кирпичики мироздания.

Для удобства работы Менделеев написал названия химических элементов, их атомные веса и основные свойства на небольших кусочках гладкого картона. У него получилось 63 карточки, так как тогда было известно только 63 элемента.

Эти карточки Менделеев раскладывал на столе в различных сочетаниях. Он старался найти заинтересовавшую его закономерность и понять, по какому правилу повторяются у элементов сходные свойства.

Хотя Менделеев не располагал в то время полным числом элементов, — многие из них были тогда неизвестны, — закон он нашел.

На страницах 279–281 помещен список химических элементов, которые известны в настоящее время. Первым в списке стоит самый легкий из элементов — газ водород. Остальные следуют за ним в порядке возрастающих атомных весов.

Для примера возьмем литий. Это очень легкий, блестящий, мягкий, горючий металл. Он настолько жадно соединяется с кислородом, что, брошенный в воду, разлагает ее на кислород и водород. При этом он окисляется и образует щелочь.

Пропустим следующие за литием семь элементов и посмотрим, каковы свойства восьмого, то есть натрия.

Натрий — легкий, блестящий, мягкий, горючий металл. Он жадно соединяется с кислородом и, брошенный в воду, разлагает ее на водород и кислород.

Пропустим еще семь элементов, следующих по списку за натрием. Восьмым будет калий. И это легкий, блестящий, мягкий, горючий металл. Он жадно соединяется с кислородом.

Разве это не странно? Каждый восьмой повторяет особенности своего более легкого предшественника.

Не менее поразительно другое семейство элементов. От ядовитого, хрупкого фосфора отсчитаем 18 элементов — и найдем не менее ядовитый мышьяк. Отсчитаем еще 18 элементов — и встретим сурьму, родственную по свойствам фосфору и мышьяку. Через следующие 18 элементов находится висмут.

А вот и третий пример. Восьмым от бледнозеленоватого удушливого газа фтора стоит его брат — зеленый ядовитый газ хлор. Через 18 элементов от хлора поместился такой же металлоид бром. А еще через 18 элементов встретим иод.


 {278} 

СПИСОК ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ

Число
Менделеева

Название

Знак

Атомный
вес

1

Водород .........

Н

1,008

2

Гелий ...........

Не

4,003

3

Литий ..........

Li

6,940

4

Бериллий .........

Be

9,02

5

Бор............

B

10,82

6

Углерод .........

С

12,010

7

Азот...........

N

14,008

8

Кислород .........

О

16,000

9

Фтор...........

F

19,000

10

Неон ...........

Ne

20,183

11

Натрий..... . . . .

Na

22,997

12

Магний..........

Mg

24,32

13

Алюминий........

Al

26,97

14

Кремний .........

Si

28,06

15

Фосфор ..........

P

30,98

16

Сера ...........

S

32,066

17

Хлор ...........

Cl

35,457

18

Аргон ..........

A

39,944

19

Калий ...........

К

39,096

20

Кальций .........

Ca

40,08

21

Скандий........

Sc

45,10

22

Титан . . .........

Ti

47,90

23

Ванадий .........

V

56,95

24

Хром ...........

Cr

52,01

25

Марганец.........

Mn

54,93

26

Железо ..........

Fe

55,85

27

Кобальт ..........

Co

58,94

28

Никель..........

Ni

58,69

29

Медь...........

Cu

63,542

Число
Менделеева

Название

Знак

Атомный
вес

30

Цинк ...........

Zn

65,38

31

Галлий ..........

Ga

69,72

32

Германий .........

Ge

72,60

33

Мышьяк.........

As

74,91

34

Селен ...........

Se

78,96

35

Бром ...........

Br

79,916

36

Криптон .........

Kr

83,7

37

Рубидий .........

Rb

85,48

38

Стронций .........

Sr

87,63

39

Иттрий ..........

Y

88,92

40

Цирконий .........

Zr

91,22

41

Ниобий ..........

Nb

92,91

42

Молибден.........

Mo

95,95

43

Технеций .........

Tc

99,0

44

Рутений.........

Ru

101,7

45

Родий ...........

Rh

102,91

46

Палладий .........

Pd

106,7

47

Серебро .........

Ag

107,88

48

Кадмий ..........

Cd

112,41

49

Индий ..........

In

114,76

50

Олово..........

Sn

118,70

51

Сурьма ..........

Sb

121,76

52

Теллур ..........

Те

127,61

53

Иод............

J

126,92

54

Ксенон ..........

Xe

131,3

55

Цезий..........

Cs

132,91

56

Барий ..........

Ba

137,36

57

Лантан..........

La

138,92

58

Церий . ........

Ce

140,13

59

Празеодим........

Pr

140,92

60

Неодим..........

Nd

144,27

61

Прометий.........

Pm

147

62

Самарий .........

Sm

150,43

63

Европий .........

Eu

152,0

64

Гадолиний ........

Gd

156,9

Число
Менделеева

Название

Знак

Атомный
вес

65

Тербий..........

Tb

159,2

66

Диспрозий........

Dy

162,46

67

Гольмий.........

Но

163,5

68

Ербий ..........

Ег

167,2

69

Тулий ..........

Tu

169,4

70

Иттербий.........

Yb

173,04

71

Лютеций.........

Lu

174,99

72

Гафний..........

Hf

178,6

73

Тантал..........

Та

180,88

74

Вольфрам.........

W

183,92

75

Ренний..........

Re

186,31

76

Осмий..........

Os

190,2

77

Иридий........ . .

Ir

193,1

78

Платина.........

Pt

195,23

79

Золото..........

Au

197,2

80

Ртуть...........

Hg

200,61

81

Талий...........

Tl

204,39

82

Свинец..........

Pb

207,21

83

Висмут..........

Bi

209,00

84

Полоний.........

Ро

210,0

85

Астатин..........

At

211,0

86

Радон...........

Rn

222,0

87

Франций.........

Fr

223,0

88

Радий ..........

Ra

226,05

89

Актиний.........

Ас

(227)

90

Торий..........

Th

232,12

91

Протактиний.......

Ра

(231)

92

Уран...........

U

238,07

93

Нептун...........

Np

237,0

94

Плутон..........

Pu

239,0

95

Америций.........

Am

241,0

96

Кюрий ..........

Cm

242,0

97

Берклий.........

Bk

98

Калифорний.......

Cf


 {281} 

После олова, отсчитав 32 элемента, найдем такой же мягкий и легкоплавкий свинец. Медь отделена от серебра также тридцатью двумя номерами.

8, 18, 32 — какие-то магические числа, которые как будто бы повелевают свойствами элементов. Каждый восьмой, или восемнадцатый, или тридцать второй элемент повторяет некоторые свойства своего предшественника. В этом, безусловно, скрывается какой-то важный закон природы.

Создание знаменитой таблицы

Менделеев открыл существование этого закона: свойства элементов периодически повторяются. Чтобы роль установленного им закона была очевидной и наглядной, Менделеев расположил все элементы в виде таблицы. Получилась знаменитая таблица периодической системы элементов.

В горизонтальных рядах элементы расположились в порядке их атомных весов, а в вертикальных — по родственным признакам.

Раскладывая свои карточки в найденном им порядке, Менделеев убедился, что доверять атомным весам, которые были определены другими химиками, нельзя. Он смело перечеркивал старые цифры и писал новые. Химики могут ошибаться.

Почему атомный вес урана принят за 120? С этим атомным весом уран попадает в середину таблицы. Явная ошибка!

Менделеев, основываясь на свойствах урана, ищет для него подходящую группу элементов и находит ее только в самом конце таблицы. Зачеркнув предполагавшийся атомный вес урана, Менделеев удваивает его и пишет «240».

Точно так же Менделеев исправил атомные веса бериллия, индия, цезия. Последовавшая затем проверка атомных весов показала, что Менделеев сумел, не взвешивая элементы, определить их вес гораздо точнее, чем это делали другие химики.

Просматривая карточки, уложенные на столе рядами, Менделеев обратил внимание на металл титан. Почему он оказался под алюминием? Вот уж ничего общего у них нет! Совершенно разные металлы. Очевидно, — опять ошибка. Менделеев исправил ошибку и передвинул карточку титана в столбец,  {282}  где находится кремний. Под алюминием осталось пустое место. И нет элемента, который мог бы его занять. Это ничего! Не все еще элементы известны. Несомненно, хозяин этой клеточки в таблице со временем найдется.

Менделееву пришлось оставить в своей таблице несколько клеток пустыми для еще не открытых элементов. И хотя никто в мире не знал о существовании этих элементов, никто их не взвешивал и не видел, Менделеев описал их свойства и указал атомные веса, как будто он их исследовал и взвесил.

Русский ученый открывал новые элементы при помощи таблицы и карандаша! Он взвешивал без весов. Предсказывал свойства элементов, не видя их. Это была химия неизвестного — нечто странное, необычное в науке. И многим работы Менделеева казались фантастикой.

Но вдруг поступило сообщение. Один из предсказанных Менделеевым элементов нашелся. Затем был открыт второй, третий. Их свойства и атомные веса соответствовали тому, что предвидел Менделеев.

Это был триумф! Победа! Торжество русского ученого и всей русской науки. Слава Менделеева прогремела по всему миру.

Один из гениальных основоположников современного материалистического учения о природе и человеческом обществе, Фридрих Энгельс назвал открытие Менделеева научным подвигом. Ученые поняли и оценили всё величие и значение закона Менделеева.

С помощью его таблицы химики стали находить элементы один за другим. В составе воздуха был обнаружен удивительный газ. Он всегда оставался сам собой, не горел и вообще не вступал ни в какие соединения с другими элементами. Это был очень «ленивый» газ, — его назвали «аргон», что значит: «ленивый».

Затем в минерале клевеите обнаружили «солнечное вещество» — газ гелий. Это был такой же «ленивый» газ, как и аргон. Спустя некоторое время восемнадцатое место после аргона занял третий «ленивец» — криптон. На восьмом месте, считая от гелия, стал неон. На восемнадцатом месте от криптона поместился ксенон. А на тридцать втором месте от ксенона расположился газ радон. Все эти газы не вступают с другими элементами в химические соединения. Они составили семейство из шести газов-«ленивцев», которое заняло в таблице  {283}  Менделеева отдельный столбец. Всё это было блестящим подтверждением закона Менделеева.

Законом Менделеева стали пользоваться все ученые. Его признали, изучали, применяли, но не понимали.

Первое объяснение загадочной закономерности, открытой Менделеевым, дал русский ученый и революционер-шлиссельбуржец Н. А. Морозов. Он указал, что причину закономерности надо искать в числе электрических зарядов, заключенных в атоме. Это предвидение Н. А. Морозова оправдалось самым блестящим образом.

Наименьшие частицы вещества

Кусок сахара можно растолочь так, что он превратится в тончайшую пудру, но горьким или солёным от этого сахар не станет. Пылинки сахарной пудры можно разделить на еще более мелкие частицы. Для этого достаточно бросить сахар в воду и размешать. Он на глазах разойдется в воде на частицы такого размера, что они станут невидимыми. Однако и в этом случае свойства сахара не изменятся.

Наименьшая частица сахара или любого другого сложного вещества, но сохраняющая свойства этого вещества, называется молекулой.1

Всё, что нас окружает, — камни, растения, минералы, животные, руды, — весь земной шар и мы сами сложены из молекул различных веществ.

Эти наименьшие порции вещества, молекулы, обладают ничтожными размерами. В одной пылинке, вьющейся в солнечном луче, их насчитывается миллиард миллиардов. Молекулы одной капли воды весом в одну тридцатую грамма, уложенные друг возле друга цепочкой, образуют тончайшую нить, которой можно обернуть земной шар по экватору 10 782 раза. Молекул в одной капле 1 115 000 000 000 000 000 000.

В тринадцати каплях воды содержится молекул больше, чем капель в Черном море. Так малы молекулы.

Отделить порцию сложного вещества меньше одной молекулы невозможно, а если разделить молекулу, то она потеряет  {284}  свойства своего вещества. Сахар перестанет быть сахаром, вода — водой, глинозем — глиноземом.

Молекулы глинозема под действием сильного электрического тока распадаются на еще более мелкие частицы совсем других веществ — металла алюминия и газа кислорода. Молекулы воды разлагаются на частицы газов водорода и кислорода, а поваренная соль — на металл натрий и газ хлор.

Алюминий и кислород не похожи на глину, блестящий натрий и зеленоватый газ хлор ничем не напоминают поваренную соль, а водород и кислород — воду.

Разбитые молекулы сложных веществ потеряли свои прежние свойства, а их «осколки» оказались мельчайшими частицами других, более простых веществ. Такие вещества, как водород, кислород, алюминий, натрий, хлор, медь, железо, — химическими способами разложить на какие-либо другие вещества не удается. Нельзя их и составить химическими способами из других веществ. Такие вещества называются химическими элементами, а их наименьшие частички — атомами.1

Каждый элемент состоит из атомов, отличных от атомов другого элемента, и если они бывают сходны по своим свойствам, то обязательно отличаются весом.

В прошлом столетии люди представляли себе атомы в виде необычайно прочных шариков или кирпичиков. Тогда никому не случалось разделить атом на части или наблюдать, как они делятся сами.

Даже слово «атом», выбранное для названия этой мельчайшей частицы вещества, означает по-русски: «неделимый».

Однако наиболее передовые ученые, как, например, академик А. М. Бутлеров и Д. И. Менделеев, говорили, что атомы неделимы не по природе своей, а только потому, что неизвестны способы раскалывания атомов. Когда эти способы будут найдены, тогда и атомы окажутся делимыми.

В настоящее время ученые убедились, что атомы действительно очень малы, но они не шарики, не кирпичики и вовсе не так прочны, как полагали ученые прошлого столетия. Атомы можно раскалывать, только для этого нужен подходящий «молоток».  {285} 

Некоторые виды атомов оказались настолько непрочными, что разваливаются самопроизвольно, и их «осколки» являются различными мельчайшими частицами или ядрами атомов более легких элементов. Так, например, одна из разновидностей атомов металла урана, распадаясь, превращается либо в атомы криптона и бария, либо в атомы рубидия и цезия. Другая разновидность атомов урана превращается в радий, а радий, распадаясь, становится свинцом и гелием.

Ученым удалось не только разбивать атомы, но даже создавать новые. Лабораторным путем были получены десять новых элементов: технеций, прометий, астатин, франций, нептун, плутон, америций, кюрий, берклий и калифорний. Это стало возможным только потому, что устройство атома перестало быть загадкой для науки.

Атомы измерены и взвешены. Они необычайно малы. Если бы все жители земного шара, — а их на земле около двух с половиной миллиардов человек, — внесли по десять миллиардов атомов золота, то в результате такой складчины получилась бы крупинка, еле различимая под увеличительным стеклом. Чтобы собрать таким образом только один грамм этого металла, подобные складчины пришлось бы повторять ежегодно 122 года подряд. И надо еще учесть, что для примера нарочно взято золото — металл тяжелый, с крупными атомами. Если бы такой «налог» собирать не атомами золота, а атомами более легкого алюминия, то сбор одного грамма продолжался бы почти 900 лет!

Примерный план атома

Еще в прошлом столетии профессор Московского университета Михаил Григорьевич Павлов в своих лекциях высказывал предположение, что атом похож на нашу солнечную систему. В центре атома расположено маленькое, но сравнительно тяжелое ядро. Вокруг ядра, словно планеты, обращаются электроны.

Эта гипотеза была подробно разработана другими учеными. Однако сравнение атома с планетной системой оказалось не вполне точным: по существу, между атомом и планетной системой мало общего, но сравнение ядра атома с Солнцем, а электронов с планетами помогает наглядно представить  {286}  себе устройство этой частички мироздания. При этом всё же следует помнить, что законы, управляющие движением электронов по их орбитам, иные, чем в планетной системе. Планеты подчиняются тяготению, которое удерживает их возле Солнца, а в атоме действуют силы электрического притяжения и отталкивания.

Ядро атома несет положительный электрический заряд, а электроны являются мельчайшими частицами отрицательного электричества.

Электроны в атоме расположены не в одной плоскости, как орбиты планет. Они окружают ядро атома со всех сторон, образуя электронное облачко, которое состоит из нескольких вложенных одна в другую оболочек.

Каждая электронная оболочка, в свою очередь, имеет слоистое строение, разделяясь на отдельные «этажи».

Планеты не могут покидать свои орбиты, а электроны это проделывают довольно свободно. Они могут даже совсем оставлять атом и блуждать на свободе до тех пор, пока не пристанут к какому-нибудь другому атому.

Атомы химических элементов отличаются друг от друга весом и составом своих ядер, величинами положительных электрических зарядов в ядре и числом электронов, обращающихся вокруг ядра.

Для электронов законами внутриатомного мира отведены совершенно определенные орбиты. Если обстоятельства заставляют электрон покинуть свою оболочку; то он переходят на новое место, в другую оболочку — ближе или дальше от ядра, но только скачком, только сразу, а не постепенно.

Всякое перемещение электронов внутри атома может происходить исключительно скачками и только на целое число ступеней.

Ядра атомов разных химических элементов различны, а электроны все одинаковы. «Кислородный» электрон ничем не отличается от электрона атома золота или мышьяка.

Самый простой атом у водорода. Он состоит из маленького ядра и одного-единственного электрона. Ядро атома водорода имеет особое название — протон, что значит: «простейший».

Следующий за водородом элемент по таблице Менделеева — гелий. Его атом примерно вчетверо тяжелее водородного атома. Вокруг ядра атома гелия обращаются два электрона.  {287} 

Третью клеточку в таблице Менделеева занимает металл литий. Он обладает тремя электронами.

В четвертой клеточке поместился бериллий, и его атом владеет четырьмя электронами. На пятом месте стоит бор. У него пять электронов.

Количество положительных зарядов в ядре и количество электронов всегда соответствует порядковому номеру элемента.

Число, которое указывает порядковый номер элемента, количество положительных зарядов в ядре и сколько электронов должно быть в оболочке атома, названо — в честь великого русского ученого — числом Менделеева.

Чтобы нагляднее представить себе размеры ядра атома и его электронных оболочек, мысленно изготовим модель атома, достаточно крупную, чтобы ее можно было как следует разглядеть. Возьмем для образца атом меди и увеличим его в 455 миллиардов раз. Модель атома меди, построенная в таком масштабе, будет иметь вид шара, величиной примерно с Исаакиевский собор в Ленинграде, то есть свыше ста метров в поперечнике.

В огромном объеме стометрового шара ядро атома будет выглядеть всего лишь маленькой горошиной — шариком около трех миллиметров в поперечнике. Горошинка и Исаакиевский собор — таково соотношение размеров атома меди и его ядра. Почти вся масса, все вещество атома сосредоточено в его ядре-крупинке, остальное пространство заполнено электронными оболочками.

Плотность ядра атома превышает 100 миллионов тонн в одном кубическом сантиметре. Иначе говоря, если наполнить наперсток одними ядрами атомов, без электронных оболочек, то, чтобы увезти содержимое этого наперстка, понадобится 50 миллионов трехтонных грузовиков.

Разгадка таинственных чисел

Вокруг ядра на разных расстояниях летают электроны. Их в атоме меди двадцать девять.

Электроны в атоме размещены в отдельных слоистых оболочках и подчинены весьма строгим законам. Ни один электрон не может находиться в промежутке между двумя оболочками, так же как человек не может стать на лестнице в промежутке между двумя ступеньками.  {288} 

В первом слое, который расположен возле самого ядра, имеются только две законные «квартиры» электронов. Третий электрон в первый этаж забраться не может: там для. него нет свободной «жилплощади».

Во второй оболочке имеется уже восемь «квартир» — для восьми «жильцов» электронов. Есть химические элементы, в которых второй «этаж» электронных оболочек атома остался как бы недостроенным, и не во всех «квартирах» могут обосноваться электроны. У лития, например, во второй электронной оболочке может поместиться только один электрон, — так в ядре атома лития находятся три положительных заряда и удержать два электрона во второй оболочке они не могут.

У углерода во второй оболочке четыре электрона, у азота — пять, у кислорода — шесть, у фтора — семь и у неона — восемь. Восьмой электрон заполняет вторую оболочку до конца. Больше в этой оболочке для электронов свободной «жилплощади» нет. Вторая оболочка рассчитана только на восемь электронов, — и девятый там никак поместиться не может.

Атом неона, обладающий в своей внешней оболочке полным комплектом электронов, ни в какие химические соединения не вступает.

Атомы элементов, у которых во внешней оболочке нехватает электронов, цепляются за другие атомы, как репьи за платье. Они соединяются с теми атомами, у которых тоже недостает электронов до восьми, и составляют с ними совместную и более прочную оболочку.

Например, натрий — по списку одиннадцатый элемент. У него в первой оболочке два электрона, во второй — восемь, а в третьей (для него третья оболочка будет наружной, внешней) — всего один электрон. У газа хлора до комплекта нехватает как раз одного электрона. Хлор и натрий поэтому особенно охотно вступают друг с другом в химическое соединение, образуя как бы вскладчину прочный электронный панцырь из восьми электронов. Получается молекула хлористого натрия — поваренная соль.

Возможны и более сложные соединения. Два атома водорода со своими двумя электронами объединяются с одним атомом серы, у которой до комплекта нехватает двух электронов. В результате химического соединения образуется молекула сероводорода — газа с очень неприятным запахом.


 {289} 

Схематическое изображение атомов водорода, лития и натрия. Ядра атомов не видны, так как они слишком малы, чтобы их можно было изобразить в этом масштабе. У каждого из этих атомов в наружном слое находится по одному электрону; этим объясняется сходство их химических свойств.


Атомы, обладающие законченными, заполненными оболочками, подобны гладким шарикам, им нечем сцепляться, нечем делиться с другими атомами, и они ни в какие химические соединения не вступают.

Третья электронная оболочка просторнее, и устроена она сложнее второй. В ней 18 «квартир» для электронов, из них 8 составляют как бы первый «этаж» этой оболочки, а 10 мест находятся во втором.

У натрия, так же как и у лития, во внешнем слое только один электрон. Это сходство в устройстве наружных оболочек создает его родство с литием.

За натрием следуют магний, алюминий, кремний, фосфор, сера, хлор и аргон. Газ аргон — «ленивец» имеет в первом «этаже» третьей оболочки 8 электронов. Все места у него заняты. Его оболочка прочна, как панцырь, и аргон, так же как и неон, ни в какие соединения не вступает.

Четвертая оболочка еще сложнее третьей. У нее в первом «этаже» 8 «квартир», во втором — 10 и есть еще третий «этаж» на 14 электронов. Всего в четвертой оболочке может разместиться 32 электрона.

Такое увеличение числа электронов и усложнение оболочек продолжается и дальше. Элемент кюрий, который занимает в таблице Менделеева девяносто шестое место, обладает 96 положительными зарядами в ядре, и это позволяет ему  {290}  содержать в своих оболочках 96 электронов. Столь многочисленный рой электронов размещается в атоме кюрия так: 2 электрона заполняют первую оболочку, 8 — вторую, 18 — третью, 32 — четвертую. Пятая, шестая и седьмая оболочки в атоме кюрия не достроены. В пятой оболочке находится только 25 электронов. В шестой, вместо 72, — 9 электронов и в седьмой — 2.

Так вот что означают загадочные числа таблицы Менделеева — 8, 18, 32! Это числа положительных зарядов в ядре атома, которые позволяют иметь целые, прочные, законченные электронные оболочки.

Возникновение спектральных линий

Атомы твердого тела расположены в веществе почти вплотную. При «комнатной» температуре, то есть при 290°, считая от абсолютного нуля, атомы колеблются на своих местах, а электроны совершают свой бег вокруг ядра атома, ничем особым себя не проявляя.

Так продолжается до тех пор, пока атомы вещества не будут потревожены нагреванием, электрическими разрядами, ударами или светом. Внешнее воздействие может нарушить размеренное бытие атома.

Допустим, мы сунули кусок проволоки или подкову в кузнечный горн или в пламя спиртовой горелки. Температура проволоки стала повышаться, размах колебаний атомов начинает увеличиваться. Они чаще и сильнее сталкиваются между собой, их взаимные удары становятся ощутительнее.

Сначала, когда температура не очень высока, наружные электронные оболочки атомов пружинят, и атомы отскакивают друг от друга, как резиновые. До поры до времени столкновения проходят для них бесследно.

Но температура неуклонно повышается. Проволока раскаляется. Взаимные удары атомов становятся всё сильнее и сильнее. И вот, в тот момент, когда атом получает достаточно сильный толчок, один из электронов внешнего слоя не выдерживает. На одно мгновение он вылетает со своего места и оказывается на другой, более удаленной от ядра, орбите.

Атомные законы не допускают продолжительного пребывания  {291}  электрона на другой орбите, когда его прежнее место пустует. Правда, иногда случается, что электрону, забравшемуся на более далекий от ядра уровень, бывает трудно сразу же вернуться на старое место, но всё же гораздо чаще электрон через несколько стомиллионных долей секунды летит обратно, а полученную им от толчка энергию он выбрасывает прочь в виде крохотной порции света.

В момент торможения электрон на мгновение становится «фонариком».

Это явление станет более понятным, если вспомнить, как действует гиря часов-ходиков. Подтягивая гирю на далекий от поверхности Земли уровень, мы сообщаем ей некоторый запас энергии.

Опускаясь, гиря отдает запасенную энергию механизму часов и заставляет двигаться колесики и стрелки.

Точно так же толчок, полученный электроном, заставляет его подняться с более близкого от ядра уровня на более высокий. Падая обратно, электрон отдает запасенную им энергию, но не в виде механического движения, как гиря, а в виде порции света.

В раскаленной проволоке подобные происшествия случаются с каждым атомом. У них у всех вылетают со своих мест электроны. Каждый электрон испускает при прыжке по порции света. Так как атомов в проволоке бесчисленное множество, то все маленькие порции света сливаются вместе, и глаз видит, как раскаленная проволока начинает светиться.

Сначала — пока температура не высока и толчки, испытываемые атомами, не сильны — глаз видит, как раскаленный предмет светится вишнево-красными лучами.

По мере повышения температуры прыжки электронов становятся энергичнее, и окраска раскаленного тела приобретает оранжевый, затем золотисто-желтый и, наконец, белый цвет.

А в спектроскопе в это время появляется сплошной многоцветный радужный спектр.

Если повысить температуру больше, то столкновения атомов станут настолько часты и сильны, что внутренние связи, скреплящие атомы твердого тела между собой, ослабеют. Металл начнет плавиться и потечет. При дальнейшем увеличении нагрева вещество начнет испаряться.

В спектре раскаленного и разреженного газа уже нельзя увидеть сплошной радужной полоски. В нем сверкают четкие,  {292} 

Схематичный план орбит электронов водородного атома. Пунктирные стрелки показывают перемещение электрона с первой орбиты на более далекие от ядра. Сплошные стрелки показывают «прыжки» электронов с удаленных орбит на более близкие к ядру. Каждый такой «прыжок» сопровождается испусканием луча определенного цвета.

яркие линии. Это происходит потому, что внутри атома газа электроны имеют возможность совершать только математически размеренные прыжки с уровня на уровень и выбрасывать свет определенными порциями, свойственными атомам данного газа.

В зависимости от температуры и силы получаемых толчков, электроны различных атомов совершают прыжки определенного размера и выбрасывают красные, зеленые, фиолетовые лучи.

Спектроскоп их рассортировывает и позволяет видеть, на каких уровнях побывали электроны.

В этом отношении нагляден спектр водорода. Его атом владеет только одним электроном, и спектр получается очень простой: в нем всего лишь около тридцати линий. Самая яркая из них расположена в красной части спектра, следующая — в зеленой, третья — в фиолетовой. За первыми тремя, в крайней, фиолетовой, и не видимой для глаз ультрафиолетовой частях спектра выстроилась целая вереница тонких линий. Чем ближе к краю, тем больше теснятся эти линии, отдаленно напоминающие уходящий вдаль ряд придорожных столбов.

Спектр раскаленного газа — это как бы сильно увеличенный план размещения тех электронных слоев, или оболочек, которые посещают электроны встревоженного, или — как говорят физики — возбужденного атома.

Так раскрылась и вторая загадка, с которой столкнулись ученые прошлого столетия.

Всё только что сказанное относится к раскаленным газам, которые не обладают большой плотностью или не собраны большой массой.

Если же газ сильно уплотнен или его толща достаточно  {293}  велика, как это наблюдается на Солнце и звездах, то такой газ будет излучать не одиночные цветные линии, а многоцветный радужный спектр, подобный спектру твердых тел. Это объясняется своеобразным и интересным явлением, которое происходит в сильно раскаленном газе: атомы могут терять и снова ловить свои электроны.

Электроны становятся путешественниками

Чем сильнее толчки, получаемые атомами, тем дальше от ядра отлетают электроны. И может случиться, что электрон удалится настолько, что у ядра нехватит сил его удержать. Связь между положительным зарядом ядра и электроном рвется. Электрон «удирает» из атома и становится вольным путешественником.

Высокая температура заставляет электронные оболочки распадаться. Атом с поврежденной оболочкой, растерявший часть своих электронов, назван физиками ионом, или ионизированным атомом, а явление, когда атомы теряют свои электроны, называется ионизацией.

Атомы многих веществ, и особенно металлов, довольно легко расстаются со своими внешними электронами. Любое воздействие — удар, трение, свет, теплота, химические реакции, влияние магнитных сил — всё это помогает электронам освобождаться из внешней оболочки атома и пускаться странствовать в междуатомном пространстве.

Включив карманный фонарик, мы открываем доступ электронам из цинковой пластинки батареи в волосок электрической лампочки, и фонарик начинает светить.

Раскалывая кусок сахара в темноте, мы увидим, как сахар освещается изнутри голубоватым огоньком: электрические искорки проскакивают между разламывающимися кристаллами сахара, а электрические искры — это не что иное, как стайки свободных электронов.

Все наблюдаемые нами электрические явления — молния, искры, электрический свет, радиопередача, вращение якорей электромоторов, разговор по телефону — создаются движением свободных электронов, а поставщиками этих электронов служат преимущественно металлы. Газы и такие элементы, как сера, углерод, ионизируются труднее.


 {294} 

Каждому виду атомов свойственен свой набор спектральных линий. На снимке — спектры газов: водорода (наверху), гелия и неона (внизу).


Странствующий электрон блуждает в пространстве до тех пор, пока не встретится с каким-либо атомом, у которого имеется свободная «жилплощадь» в оболочках. Встретившись с таким ионом, электрон попадает к нему «в плен». Так как электроны все совершенно одинаковы, то они одинаково служат и натрию, и золоту, и железу и могут приставать к атомам любого элемента.

В момент захвата атомом пролетавшего мимо него электрона — электрон тоже становится «фонариком». Цвет этого «фонарика» зависит, во-первых, от того, каким атомом — водородным, гелиевым или каким-либо другим, — был захвачен электрон; во-вторых, от того, на какой уровень попал пойманный электрон.

Мы знаем, что на Солнце и звездах существуют все или почти все известные нам сорта атомов, и в каждом атоме электрон может попадать на самые различные уровни, то есть электроны в момент пленения могут испускать любые лучи.

Если электрон пролетает далеко от атома, то силы электрического притяжения ядра атома могут оказаться недостаточными для того, чтобы поймать вольного странника и посадить его в оболочку, но они могут затормозить, то есть замедлить стремительный полет блуждающего электрона. Электрон потеряет часть своей скорости. И в этом случае он тоже на мгновение становится «фонариком».

Каждая потеря скорости электроном сопровождается излучением. Цвет этого излучения опять-таки может быть любым. Он зависит от того, далеко или близко пролетал электрон


 {295} 

Схема, изображающая атомы газа в обычном и в ионизированном состоянии (электроны покинули ядра атомов и «странствуют» самостоятельно).


мимо атома, много или мало он потерял своей скорости.

Вот эти-то два явления — поимка электронов атомами и торможение полета свободных электронов — вызывают не одноцветное, а многоцветное излучение.

Разумеется, частые встречи свободных электронов с атомами и торможение их движения возможны только, когда газ  {296}  плотен, промежутки между атомами малы, электронов летает много и они постоянно натыкаются на атомы.

Именно такие условия господствуют на Солнце и звездах. Плотность газа на альфе Центавра, например, равна плотности керосина, а масса звезды составляет 2 октиллиона тонн. Понятно, что газ на альфе Центавра, так же как на Солнце и других звездах, испускает не линейчатый, а сплошной спектр.

Служба электронов в наружной оболочке атома продолжается до тех пор, пока какое-либо воздействие со стороны снова не заставит его покинуть атом и отправиться путешествовать.

При очень высокой температуре атом может лишиться не только одного электрона. Жар в десятки тысяч градусов разрушает всю внешнюю электронную оболочку атома и затрагивает даже более глубокие слои. В составе солнечной короны, например, обнаружили присутствие атомов железа, лишенных половины электронов из числа двадцати шести, которыми он располагает. Именно такое тринадцатикратное ионизированное железо и дает обманчивые зеленые линии «газа корония».

Это и понятно: атом, потеряв часть своих «фонариков», уже не может излучать прежние спектральные линии. Оставшиеся электроны перестраиваются и начинают светить иначе.

Когда ученые только начинали расшифровывать скрытый смысл спектров Солнца, звезд и туманностей, «маскарадные» линии ионизированных элементов зачастую вводили их в заблуждение.

Сейчас «маскарад» ионизированных атомов уже никого обмануть не может. К настоящему времени почти все спектральные линии в видимой части спектра разгаданы и их хозяева среди земных веществ найдены.

Звездный термометр и барометр

В настоящее время физики знают, при какой температуре атомы разных элементов теряют свои электроны. Легче всех расстается со своими электронами калий. Более прочны электронные оболочки атомов железа, никеля, магния.

Атомы серы, углерода, водорода и кислорода ионизируются примерно вдвое труднее, чем натрий и алюминий. Самыми  {297}  стойкими оказались атомы неона и гелия. Они сопротивляются ионизации вдвое энергичнее, чем водород или углерод.

Определив по спектру, какие элементы на звезде ионизированы, а какие сохранили свои электронные оболочки в целости, астроном получает довольно тачные данные о температуре звезды. Но это не единственный способ определения температуры звезды. Можно поступить и иначе, например, измерить, какой из спектральных лучей самый яркий, то есть какой из них несет наибольшее количество энергии.

Наше Солнце к числу очень горячих звезд не относится. Оно излучает наибольшее количество энергии в зеленой части спектра, а это соответствует примерно температуре в 6 000°. Если бы самыми яркими лучами оказались не зеленые, а голубые, то это свидетельствовало бы о температуре в 6 500°.

Наибольшее количество энергии в синих лучах показывает, что звезды раскалены до 7 200°, в фиолетовых до 8 000°, а в самых крайних фиолетовых до 8 500°. Альтаир как раз имеет спектр, в котором наибольшая энергия сосредоточена в самой крайней фиолетовой части спектра, и его температура определена в 8 530°.

Таким образом, спектроскоп может послужить астроному вполне надежным звездным термометром.

Так как способов определения температуры в распоряжении ученых имеется несколько и они взаимно исправляют друг друга, то температура звезд измерена с хорошей точностью, а это — вместе со знанием законов ионизации, — в свою очередь, служит ступенью к другим открытиям и измерениям.

Мы знаем, что ионизированный атом находится в своем состоянии до тех пор, пока ему не посчастливится поймать какой-либо из блуждающих электронов и «зачинить брешь» в своей электронной оболочке. Это возможно только там, где «бездомных» электронов много и снуют они поблизости. А там, где газ сильно разрежен и промежутки между атомами велики, — электронам есть где разгуляться на просторе. В таких условиях электрон может странствовать несколько тысячелетий и не встретиться с атомом, который мог бы его поймать.

Следовательно, наиболее благоприятные для ионизации атомов условия, очевидно, имеются на звездах, вещество которых сильно разрежено. Там, потеряв электрон, трудно заполучить его обратно.

Иная картина получается на звездах с большой плотностью. Там промежутки между атомами малы и электронам  {298} 

Измерение количества теплоты, которое несут лучи, отраженные поверхностью Юпитера, с помощью чувствительного электрического термометра, применяемого в астрономии. Таким же термометром измеряют количество теплоты, которое приносят нам лучи звезд.

развернуться негде. Едва покинув один атом, электрон тут же натыкается на соседа и снова попадает «на цепочку». Сделаться свободным странником при большой плотности газов электрону не удается: слишком тесно.

Значит, если мы сфотографируем спектры двух звезд с одинаковой температурой, но различной плотностью, то между спектрами будет заметна некоторая разница. На более плотной звезде ионизированных атомов окажется меньше, а на менее плотной их будет больше.

Особенно чувствительными к изменению плотности оказались атомы металлов стронция и кальция. На звездах, где давление газов не велико, линии ионизированных атомов стронция и кальция черны и сразу бросаются в глаза. В спектрах более плотных звезд эти линии еле заметны. По линиям ионизированных атомов стронция и кальция удается довольно точно определять плотность вещества в атмосферах звезд.

Это похоже на волшебство

История науки знает несколько примеров, когда ученые-палеонтологи, найдя в земле одну-две косточки какого-либо давно вымершего животного, воссоздавали по этим косточкам его скелет и внешний облик. Были даже случаи, когда в руках ученых оказывались не отдельные косточки, а только отпечатки ног — следы животного — на окаменевшем песчанике.

Такой отпечаток служил исследователям путеводной нитью для экскурсии в глубь времен. Сопоставляя следы ног других, более известных животных с тем отпечатком, который  {299}  удалось найти, ученые судили о форме и размерах ступни неизвестного зверя. Ступня давала представление о всей ноге; знание ноги позволяло восстановить весь скелет. Ученые мысленно одевали его мускулами и кожей, — получался предмет или даже чучело неизвестного и никогда никем не виданного животного.

Благодаря таким исследованиям мы теперь прекрасно знаем, как выглядели доисторические животные: бронтозавры, диплодоки, трицератопсы, стегозавры, археоптериксы и другие ящеры, жившие в мезозойскую эру Земли, то есть удаленные от нас в прошлое на десятки миллионов лет.

В руках астрономов нет даже «косточек» звезд, по которым они могли бы воссоздать их облик. В их распоряжении имеются только отпечатки спектров, оставленные лучами звезд на фотографической пластинке спектрографа.

В искусстве исследования астрономы не уступают палеонтологам. Сложные и неразборчивые узоры спектральных линий оказываются документами, которые содержат больше сведений, чем любая анкета.

Вот, например, был сфотографирован спектр дзеты Козерога. Его сравнили со спектром Солнца. И Солнце и дзета Козерога — желтые звезды. Их температуры одинаковы, и спектры поэтому необычайно похожи. Есть только одно небольшое различие. В спектре Солнца линии ионизированного стронция почти не заметны, а в спектре дзеты Козерога они выступают очень резко. В чем же дело?

Очевидно, на дзете Козерога господствуют условия, способствующие ионизации атомов стронция. На Солнце же этих условий нет. Мы знаем, что атомам стронция для ионизации требуется не только высокая температура, но и низкое давление. Повидимому, дзета Козерога отличается значительно меньшей плотностью, чем наше Солнце, и там, на просторе, атомы стронция, растеряв свои электроны, не могут поймать их обратно.

О дзете Козерога известно, что она обладает огромной светимостью — в 6 000 раз большей, чем светимость Солнца. Это звезда-сверхгигант. А сверхгигантам свойственна ничтожная плотность.

Капелла — тоже желтая звезда класса G, но она обладает светимостью только в 110 Солнц. Капелла — гигант. Вещество Капеллы гораздо более плотно, чем на дзете Козерога. Линии ионизированного стронция в спектре Капеллы  {300}  значительно слабее, чем в спектре дзеты Козерога — сверхгиганта.

В спектре Солнца эти линии еле заметны. В спектре какого-либо желтого карлика, который еще меньше и плотнее Солнца, линии ионизированного стронция отсутствуют вовсе.

Значит:

если в спектре желтой звезды совсем нет линии ионизированного стронция, то этот спектр принадлежит карлику;

если эти линии чуть заметны, — звезда подобна Солнцу;

если линии ионизированного стронция вполне заметны, но не очень резки и отчетливы, то звезда — гигант;

если они четки, явственны, то звезда — сверхгигант.

Линии ионизированного стронция позволяют определять светимость звезды и отличать спектры карликов от спектров гигантов.

Спектроскоп оказывается способным заполнить еще одну графу в звездных анкетах — светимость.

Новое достоинство спектрального анализа было проверено на всех ранее изученных звездах. Оказалось, что при помощи линий ионизированных атомов стронция и кальция можно определять светимость не только желтых звезд, но и белых, оранжевых, красных.

Открытие величайшей важности!

Когда оно было окончательно проверено и доказано, ученые задумались:

«Спектры дают нам сведения о светимости звезд!

Но ведь светимость звезды — это почти то же самое, что и ее абсолютная величина. Надо только мысленно перенести звезду на условное расстояние в 32,6 световых года.

Сравнив абсолютную величину звезды с ее видимой величиной на небе, то есть с ее блеском, мы узнаем не что иное, как расстояние до нее».

Светимость дзеты Козерога равна шести тысячам Солнц, а на небе она видна всего лишь звездочкой пятой величины, то есть очень слабой. Яркая огромная звезда кажется нам маленькой, очевидно, потому, что она очень далека.

Тут вступает в дело счетная машина. Включают ток. Чуть слышно урчит маленький моторчик. Астроном нажимает соответствующие клавиши. Тихонько похрустывают шестеренки. Пощелкивая, выскакивают в окошечке цифры. Стоп! Вычисление окончено. В окошечках виден результат: 125, До дзеты Козерога 125 световых лет!  {301} 

Это похоже на волшебство? Отнюдь нет, это только очередная победа науки.

Спектральный анализ привел нас к решению труднейшей задачи — к определению расстояний до звезд. И — что особенно замечательно — он привел к ней окольным путем, как бы с другого хода.

Телескопическое исследование шло так: измерение блеска звезды, измерение параллакса, вычисление абсолютной величины и затем вычисление светимости и температуры.

Спектроскопическое исследование шло как бы навстречу: определение температуры и степени ионизации; определение плотности звезды и ее светимости; вычисление абсолютной величины, сопоставление абсолютной величины, с видимой величиной звезды и, отсюда, определение расстояния до нее.

Значит, спектроскоп оказался хорошим не только в роли термометра и барометра, — он готов исполнять обязанности дальномера.

Придя к такому выводу, ученые поспешили собрать все спектры звезд, расстояния до которых были измерены по способу землемеров, и стали смотреть, можно ли по спектрам, по линиям ионизированных атомов стронция и кальция, определять расстояния. Совпадут ли результаты измерений расстояний при помощи спектроскопа с теми давно проверенными данными, которые были получены тригонометрическим способом?

И оказалось — они совпадают. Действительно, по линиям стронция и кальция можно определить плотность атмосферы звезды, по плотности — светимость, по светимости — дальность.

И спектроскоп приступил к исполнению обязанностей астрономического дальномера.

Самое основное его достоинство состоит в том, что расстояние до более далеких звезд спектроскоп определяет одинаково точно, как и до ближних. Дальность действия его зависит не от расстояния, а от того, можно ли получить от звезды достаточно разборчивый спектр или нет. Если спектр четкий, линии ионизированного стронция и кальция видны хорошо, измерить их можно, то и расстояние будет определено.

Такие звезды, как наше Солнце, поддаются измерению, если они удалены от нас примерно на 600 световых лет. До более ярких звезд удается «достать» при помощи спектроскопа,  {302}  даже если они находятся на расстоянии в несколько тысяч световых лет.

Спектроскоп расширил границы изучаемой нами части Вселенной.

При усовершенствовании астрономических инструментов способность спектроскопа быть дальномером может значительно увеличиться.

Семь звездных классов

Из глубины мирового пространства сверкают миллионы звезд, которые только кажутся нам одинаковыми. Мир звезд бесконечно разнообразен. Среди них есть гиганты, которые в тысячи раз больше Солнца по объему, есть и карлики, которые меньше земного шара.

Одни звезды раскалены настолько, что рассеивают свое вещество, а другие чуть теплятся и почти не светят. Астрономические инструменты показывают нам звезды голубоватые, белые, желтые, оранжевые, красные и всех промежуточных оттенков; видны звезды одиночные, двойные, кратные и многочисленные стаи, в которых насчитывается по нескольку десятков звезд; есть звезды спокойные и меняющие свой блеск, окутанные туманными облачками и «раздетые», — и нелегко среди всех звезд Вселенной подобрать две звезды, похожие друг на друга как капли воды.

Ученые долю не знали, по какому признаку рассортировать звезды, как разбить их на группы или классы, чтобы систематизировать все факты и наблюдения, накопленные за всю историю астрономии.

Без классификации невозможно изучение явлений, как нельзя получать нужные книги из библиотеки, в которой все книги свалены в кучу. Отсутствие системы приводит к ошибкам и порой к курьезам. Ведь было же время, когда пчелу причисляли к пернатым, а кузнечиков, наравне с соловьями, — к певчим. «Мала во пернатых пчела» — написано в одной очень старинной книге о природе, потому что автор этой книги полагал, что пчела — тоже птица, но только очень маленькая.

Подобного рода ошибки угрожали и астрономам, так как не существовало научной классификации звезд.  {303} 

Сначала звезды делили по внешним признакам на обыкновенные, двойные и переменные. Такое деление было явно недостаточно.

После изобретения спектроскопа звезды разбили по виду их спектров и по цвету на белые, желтые, красные и прочие. Но эту классификацию вскоре пришлось оставить: она слишком неопределенна.

В конце прошлого столетия ученые попробовали разделить звезды по химическому составу на водородные, гелиевые, металлические. Из этого также ничего не вышло. Разница в химическом составе оказалась кажущейся. А если и заметны кое-какие различия в составе, то они незначительны, и звезд с особым химическим составом мало.

С открытием явления ионизации ученые получили довольно надежный признак, по которому и произвели разбивку звезд на группы или классы. Основой нового деления послужила разница в состоянии вещества на звездах.

Для этой цели ученые изучили спектры многих тысяч звезд и разделили их на семь основных классов.

Каждый класс обозначен прописной латинской буквой в таком порядке: О, В, А, F, G, K, M. Порядок, как видите, немного странный. Это получилось потому, что классификацию несколько раз переделывали. Например, выяснилось, что звезды класса А холоднее, чем звезды класса В. Их поменяли местами. Затем были открыты еще более горячие звезды. Им пришлось дать очередную букву «О». Ее присвоили этому типу звезд, но поместили его впереди всех. Некоторые спектральные классы оказались лишними, и их буквы выпали. В результате получилось обозначение классов звезд с нарушением алфавитного порядка.

Звезды, причисленные к одному классу, неодинаковы. Чтобы их различать, каждый класс разбили на 10 групп, которые обозначаются цифрами от 0 до 9. Например, звезды-сверхгиганты Бетельгейзе, Антарес и Дивная принадлежат к классу М, то есть красных звезд. Температура же этих сверхгигантов неодинакова. Самая горячая из них — Антарес. Его спектральная группа М1. Бетельгейзе немного холоднее Антареса, и она принадлежит к группе М2. Самая холодная из них — Дивная. Ее температура равна всего лишь 1900°, и Дивная отнесена к группе М7.

Кроме того, различные особенности звезды обозначаются маленькими строчными латинскими буквами: «с» — сверхгигант,  {304}  «g» — гигант, «d» — карлик, «p» — особенный, «e» — есть светлые линии в спектре. Поэтому полное обозначение спектрального класса Дивной такое: «сМ7е».

Горячие и холодные звезды

Звезды класса О не многочисленны, но интересны. Их особо пристально изучают советские ученые, так как именно среди этих звезд чаще всего случается наблюдать различные происшествия.

В спектрах звезд этого класса отчетливо заметны спектральные линии атомов гелия, лишенных одного из своих электронов. А чтобы отнять у гелия один электрон, нужна очень высокая температура — не менее 20 000°.

Линии водорода в спектрах звезд класса О видны плохо. При высокой температуре водород оказывается в очень «печальном» положении: он теряет свой единственный электрон — «фонарик», и ему нечем подавать свои спектральные сигналы. Отсутствуют также линии металлов. Атомы всех металлов ионизированы так сильно, что потеряли способность испускать видимые световые лучи.

Всё это свидетельствует о необычайно высокой температуре на поверхности звезд класса О. Они раскалены настолько, что испускают яркобелый свет с заметным голубоватым оттенком. Это голубые звезды. Температура голубых звезд превышает 24 000°, а у некоторых звезд этого типа она, возможно, достигает даже 100 000°.

На небе северного полушария самые яркие звезды класса О расположены в созвездии Ориона и помечены буквами «ламбда» и «йота».

В спектрах некоторых звезд этого класса, вместо обычных темных линий, какие имеются в спектрах Солнца и большинства звезд, — сверкают яркие цветные линии и даже яркие широкие полосы.

Это объясняется тем, что звезды этого типа обладают очень большими, протяженными атмосферами. У нашего Солнца атмосфера тонка, ее удается наблюдать только во время затмения или в спектрогелиограф. Если бы Солнце приобрело протяженную, «пухлую» атмосферу, как у звезд класса О, оно стало бы похожим на стрелковую


 {305} 

Так выглядит фотография спектра яркой звезды, в данном случае Проциона. Справа и слева от спектра звезды сфотографированы для сравнения спектры раскаленных паров титана, полученные лабораторным путем. Особенности спектральных линий в спектре звезды — их ширина, степень черноты, резкость или расплывчатость, смещение к одному из концов спектра — служат для астронома источником сведения о звезде и состоянии вещества на ней.


мишень. Мы видели бы в центре — как яблоко мишени — золотистый диск самого Солнца, а вокруг него широкий обод нежнорозовой атмосферы.

Звезды класса О с протяженными атмосферами гораздо горячее Солнца. Окажись такая звезда на месте Солнца, мы увидели бы ее диск голубоватым, а атмосферу золотисто-белой.

Раскаленные газы, при малой плотности, как мы знаем, дают в спектре только яркие цветные линии, а так как атмосфера таких звезд велика и свет ее силен, то ее ярколинейчатый спектр накладывается на спектр самой звезды, и, вместо темных линий поглощения, в спектроскопе сверкают яркие линии разреженных газов атмосферы.

Появление вместо линий широких световых полос может объясняться двумя причинами. Во-первых, тем, что звезда очень быстро вращается. (Некоторые звезды класса О, повидимому, вертятся необычайно быстро.) Во-вторых, тем, что из недр звезды непрерывным потоком извергаются раскаленные пары и газы. Они, как дождь, идущий снизу вверх, устремляются в межзвездное пространство и, подгоняемые мощные излучением, постепенно рассеиваются. Эти раскаленные газы, покидающие звезду, рождают в спектре яркие полосы.

Таким образом, к классу О отнесены весьма различные по своему характеру звезды. Среди них мы найдем белых сверхгигантов. Это огромные, массивные звезды — самые «тяжелые» из всех известных нам звезд.  {306} 

К классу О принадлежат — чемпион звёзд-«тяжеловесов» BD+6°1309, затменная двойная звезда АО Кассиопеи, из которых одна обладает 36 солнечными массами, а другая — 34, и чемпион светимости среди звезд Млечного Пути — Y Лебедя, который в 17 раз тяжелее нашего Солнца.

К классу О причислены также «саморазрушающиеся» звезды WR с ярколинейчатыми, полосчатыми спектрами, и «взрывающиеся», или «новые», звезды, и те звездочки, которые служат ядрами планетарных туманностей и отличаются своей непомерно высокой температурой. Например, центральная звездочка в крабовидной туманности, по предположениям ученых, имеет температуру более 100 000° на поверхности.

К этому же классу принадлежат несколько маленьких и очень плотных бело-голубых карликов.

Звезды класса В многочисленнее звезд класса О. Многие яркие звезды нашего неба принадлежат к этому классу. Таковы, например, бета Ориона или Ригель, альфа Девы или Спика В и другие.

Атомы гелия на этих звездах находятся в целости и не позволяют отлучаться своим электронам. Линии неионизированного гелия заметны очень отчетливо. Раньше звезды класса В называли гелиевыми и думали, что они состоят главным образом из этого газа. Теперь выяснилось, что такое мнение было ошибочным. Гелий при температуре около 20 000° излучает свои спектральные линии особенно сильно, и они поэтому выделяются резко. Водород на звездах класса В сильно ионизирован, и его линии слабы. Признаков металлов почти нет. Атомы металлов на этих звездах лишены всех своих внешних электронов. Всё это свидетельствует о высокой температуре, но не такой, как у звезд класса О. Температура звезд класса В заключается в пределах от 12 до 24 тысяч градусов.

У некоторых звезд этого класса в спектрах заметны яркие линии. Очевидно, и в этом классе есть звезды с «пухлыми», протяженными атмосферами.

Наряду с белыми гигантами, в класс В попали также и белые карлики, вроде спутника омикрона из созвездия Эридана.

В следующий спектральный класс — А зачислены звезды яркобелые, без всякого оттенка. К ним принадлежат Сириус и его маленький спутник, Вега, Альтаир, Денеб, маленький спутник Антареса и другие.  {307} 

В спектрах звезд класса А резче и заметнее всех тёмные линии водорода. Раньше эти звезды называли водородными, но это оказалось неверным. Звезды класса А холоднее, чем класса В. Водород на этих звездах не ионизирован и поэтому дает о себе знать особенно сильно. Температура звезд класса А равна 8–12 тысячам градусов.

Среди звезд класса А нет такого разнообразия, как в классах О и В, но и здесь, наряду с такими обычными звездами, как Сириус и Вега, есть несколько белых карликов.

К еще более холодному классу F относятся звезды золотисто-белые — такие, как Процион, Канопус и другие. Их температура равна в среднем 8 000°.

Линии водорода в спектрах звезд этого класса ослабели, линии гелия почти исчезли, зато на первое место выдвигается металл кальций — любитель сравнительно невысоких температур. Появляются также линии других металлов, атомы которых начинают собирать разбежавшиеся электроны.

Пятый спектральный класс носит букву G и иногда называется солнечным классом, так как к нему принадлежит наше Солнце. В этом классе состоят все желтые звезды — Толимак, Капелла, дзета Козерога и другие.

Их температура довольно умеренна — она не превышает 6 000°.

В спектрах звезд класса G отчетливо выступают линии металлов.

В классе К находятся оранжевые звезды — такие, как Альдебаран, Арктур, 61 Лебедя А. В их спектре фиолетовый край светится слабо, потому что температура этих звезд не высока — в среднем четыре с половиной тысячи градусов. В спектрах оранжевых звезд заметны линии не только химических элементов, но и простейших химических соединений.

Класс M очень многочисленен. В него входят все красные звезды-сверхгиганты: Антарес, Бетельгейзе, Дивная, VV Цефея — и бесчисленное множество красных карликов и субкарликов: Летящая, Бегущая, Проксима Центавра, Проксима Кита.

Температура красных звезд самое большее равна 3 200°, и потому на этих звездах образуются разнообразные химические соединения углерода, алюминия и, особенно, титана.

Звезды от класса О до класса M располагаются как бы по старшинству — от высоких степеней ионизации атомов гелия, водорода, кальция и других металлов до более низких.  {308} 

У звезд, которые холоднее четырех с половиной тысяч градусов, кроме основных классов, имеются также параллельные, обозначенные буквами R, S, N. Эти классы звезд очень немногочисленны, и отличаются они от других звезд наличием в их спектрах полос соединений углерода с водородом.

Это и есть те самые углеродные звезды, которые изучает академик Г. А. Шайн, чтобы проникнуть в тайну звездных «кочегарок».

Распределение звезд по классам, созданное несколько десятилетий назад, получилось не вполне удовлетворительным. В каждом классе оказываются звезды самых различных типов. За одной «партой» сидят сверхгиганты и карлики, спокойные звезды вместе со «взрывающимися». Переменные звезды разошлись почти по всем классам. Звезды с яркими линиями в спектре объединены со звездами, имеющими обычные спектры. Многие звезды, как, например, S Золотой Рыбки и еще несколько тысяч самых различных звезд, совсем остались за пределами классификации, так как они ни к одному не подходят.

Поэтому, по предложению лауреата Сталинской премии В. А. Амбарцумяна, советские ученые разрабатывают новую, более совершенную классификацию звезд. Она будет основана на последних достижениях отечественной науки.




 {309} 


ГЛАВА ДЕВЯТАЯ

ПРЕОДОЛЕНИЕ НЕВОЗМОЖНОГО

Пионер русской астрофизики

Испорченные часы, сломанный замок или умолкнувший музыкальный ящик лишали маленького Аристарха Белопольского покоя. Он не мог равнодушно смотреть на какой-либо неисправный механизм и обычно долго приглядывался к нему, силясь понять, в чем состоит поломка. Наружный осмотр мало что давал мальчику, и он отправлялся к отцу за разрешением починить. Получив разрешение, Аристарх, забывая сон и еду, возился со сломанным механизмом несколько дней. Он аккуратно разбирал его на части, запоминая, что как было, промывал и чистил колесики, отыскивал поломку и умело исправлял ее.

Пустяковое повреждение всегда немного огорчало мальчика: оно слишком быстро поддавалось починке. Большая поломка тревожила его, приковывала его внимание надолго, заставляла думать и изобретать способы починки. Маленький Аристарх не отходил от испорченного механизма, как сиделка от постели больного, и в конце концов добивался своего — сломанная вещь оживала.

Иногда случалось, что поломка была слишком велика и ее исправление могло обойтись дороже, чем стоила новая  {310}  вещь. Тогда мальчик изобретал для испорченного механизма какое-нибудь новое применение, и старые, негодные часы превращались в его руках в замысловатую заводную игрушку.

Вместе со своим братом Аристарх Белопольский целый день что-либо строил. И весной и летом они копались возле дома в садике или в огороде. Сооружали аквариумы с самодействующими фонтанами. Строили ветряные и водяные мельницы, изобретали для огорода автоматические пугала.

Мальчик учился в гимназии и по окончании ее поступил на физико-математический факультет Московского университета. Так как средства семьи были ограничены, — отец Белопольского работал железнодорожным контролером, — то Белопольский одновременно с занятиями в университете начал работать в механической мастерской депо Ярославской железной дороги.

Университетскими учителями Белопольского были такие ученые, как профессор А. Г. Столетов, открывший способность света превращаться в электрический ток, и знаменитый русский астроном Ф. А. Бредихин.

На одной из лекций профессор Бредихин обратился к студентам с просьбой помочь университетской обсерватории. В те годы штат обсерватории состоял всего лишь из трех человек — директора, наблюдателя и его помощника. Новые приборы, приобретенные Бредихиным, требовали обязательного присутствия механика, который следил бы за этими приборами и, в случае необходимости, мог бы ремонтировать их. Кроме того, некоторые приборы и приспособления приходилось изготовлять своими силами.

На приглашение Бредихина отозвался А. Белопольский. Он был рад применить свои технические способности к новому для него делу. Белопольский начал работать в обсерватории и серьезно увлекся астрономией.

Каждый новый прибор вызывал у него живейший интерес. Он вдумывался в его устройство и работу. Все неисправные инструменты он чинил с неизменным успехом. При этом Бредихин замечал, что его молодой помощник не только чинит инструменты, «делая, как было», но и вносит в них различные усовершенствования. Приборы, побывавшие в руках Белопольского, становились лучше новых.

Белопольский изготовлял своими силами фотопластинки для фотографирования неба, так как фабричным способом  {311} 

Академик А. А. Белопольский.

пластинки тогда делать не умели. Он строил фотографические аппараты, спектроскопы и другие приборы. Когда заболел астроном Цераский, Белопольскому пришлось заменить его, и затем он окончательно остался работать в обсерватории, выбрав астрономию своей специальностью.

В 1888 году А. А. Белопольский перешел в Пулковскую обсерваторию и проработал там вплоть до своей смерти, последовавшей 16 мая 1934 года.

Аристарх Аполлонович Белопольский был первым русским астрофизиком, то есть астрономом, изучающим физические явления на Солнце и звездах. Он наблюдал извержения на Солнце, исследовал спектры двойных и «новых» звезд, широко применял фотографирование небесных явлений. Самая первая фотография лунного затмения была сделана А. А. Белопольским 4 октября 1884 года.

В 1894 году Аристарх Аполлонович Белопольский заинтересовался решением одной задачи, которая казалась ученым совершенно неразрешимой.

Эффект Допплера — Физо

За пятьдесят лет до А. А. Белопольского чешский профессор Христиан Допплер нашел объяснение, почему свисток приближающегося паровоза звучит иначе, чем свисток неподвижного или удаляющегося паровоза, — когда паровоз движется навстречу наблюдателю, звучание свистка кажется более высоким, чем когда паровоз удаляется.

Изменение расстояния между паровозом и наблюдателем изменяет частоту звуковых колебаний. Когда паровоз движется навстречу наблюдателю, он как бы подгоняет звуковые колебания, и ухо воспринимает более высокие звуки. Удаляясь, паровоз как бы растягивает звуковые волны, и ухо воспринимает звуки более низкие.  {312} 

Лодка, идущая против ветра, навстречу волне, испытывает больше толчков от ударов волн, чем лодка, идущая по ветру, когда волны ее догоняют.

Точно так же, если наблюдатель движется к свистку, то есть расстояние между свистком и наблюдателем уменьшается, в ухо попадет в секунду больше звуковых колебаний, и звук покажется более высоким. Когда наблюдатель удаляется и расстояние увеличивается, то число звуковых колебаний, достигших уха в одну секунду, будет меньше, и звук покажется более низким.

Обдумывая сделанное им открытие, Допплер пришел к выводу, что свет тоже должен подчиняться этому правилу.

Свет — тоже колебательное, волновое движение. Цвет — окраска лучей — зависит от частоты колебаний.

Когда глаз улавливает 375 триллионов световых колебаний в одну секунду, то мы видим вишнево-красный свет. 400 триллионов колебаний в секунду вызывают ощущение алого света.1 430 триллионов колебаний — красновато-оранжевого, 500 × 1012 — желтого, 570 × 1012 — синего, 750 × 1012 — фиолетового.

Значит, разница между синими лучами и какими-нибудь другими объясняется разницей в частоте световых колебаний. Чем больше этих колебаний попадает в глаз наблюдателя за одну секунду, тем синее покажется ему свет.

Отсюда Допплер сделал вывод, что изменение расстояния между источником света и наблюдателем обязательно должно менять частоту воспринимаемых колебаний. Приближаясь к фонарю, наблюдатель будет улавливать больше световых колебаний, и свет этого фонаря примет для него синеватый оттенок. Если же наблюдатель станет удаляться от фонаря, то свет фонаря покраснеет.

При этом совершенно безразлично, что именно будет двигаться — фонарь, наблюдатель или оба вместе. Важно только  {313}  одно: уменьшается или увеличивается расстояние между ними. При сближении свет будет синеть, при удалении — краснеть.

Допплер надеялся, что, наблюдая изменение окраски звезд, можно будет узнать, какие звезды приближаются к нам, а какие удаляются. В качестве доводов в пользу своей гипотезы Допплер приводил опыт, который он и его помощники делали со звуком. Опыт заключался в следующем: на железнодорожную платформу посадили оркестр, а платформу прицепили к паровозу. Машиниста просили ехать как можно быстрее, а оркестр играть как можно громче.

На промежуточной станции, мимо которой должен был промчаться этот удивительный поезд, стояли композиторы и музыканты — люди с очень хорошим слухом.

Когда показался паровоз, мчавшийся на всех парах, музыканты слушали, как звучит приближающийся оркестр, а когда платформа проехала, — слушали, как звучит удаляющийся оркестр.

Разница была совершенно очевидная. Звучание удаляющегося оркестра было более низким, более басовитым.

Действительно, эти опыты подтверждают мысль Допплера, но доказать ее правильность они всё же не могут. Звук — это колебания частиц воздуха, свет — электромагнитные колебания. Явления похожие, но не одинаковые, — свет не звук. Законы распространения света могут оказаться иными, чем у звука. Для доказательства предположения Допплера требовался опыт со светом — и только со светом.

Некоторые ученые пробовали наблюдать свет взлетающих ракет, а для сравнения зажигали на земле кусок вещества такого же состава, как и ракета. Но, к их великому удивлению, свет летящей ракеты ничем не отличался от света ракеты, горевшей лежа на земле. Это рождало сомнение и недоверие к выводам Допплера.

В 1848 году французский ученый Физо указал на значение для открытого Допплером явления невидимых ультрафиолетовой и инфракрасной частей спектра.

Если источник света будет приближаться к наблюдателю, то, безусловно, весь спектр сместится к своему фиолетовому краю, то есть фиолетовые лучи уйдут в ультрафиолетовую часть. Они станут невидимыми. На их место передвинутся потемневшие синие, которые, в свою очередь, уступят место голубым. На место голубых станут позеленевшие желтые, а на  {314}  место желтых — оранжевые. Оранжевые и красные лучи тоже подвинутся в сторону, а на место красных из невидимой части спектра выйдут инфракрасные, и они станут видимыми.

В результате такой передвижки на месте красных окажутся... красные, а на месте фиолетовых... фиолетовые. Общий вид спектра не изменится, и наблюдатель ничего не заметит. Но, — указывал при этом Физо, — следует обратить внимание на темные линии спектра. Они тоже сдвинутся со своих мест к одному из концов спектра, и вот их перемещение должно быть вполне заметно.

Смещение темных спектральных линий в спектре звезды к красному концу будет означать удаление звезды, смещение этих линий к фиолетовому концу покажет приближение ее. Можно попытаться измерить величину такого смещения спектральных линий, и тогда станет известна скорость движения звезд по направлению к нам или от нас.

Смещение спектральных л