Но среди этих звезд зачастую находили какую-нибудь одну, которая явно смещалась по отношению к своим соседям. Принимая одну из «неподвижных» звезд как бы за точку отсчета, можно измерить угловое смещение звезды, менявшей свое расположение по отношению к неизменному созвездию. Этот угол смещения имеет смысл параллакса.
Еще в XVII веке, после изобретения Галилеем телескопа, астрономы измерили параллаксы планет, наблюдая их смещения по отношению к «неподвижным» звездам. Тогда подсчитали, что Земля отстоит от Солнца на расстоянии 140 млн. км. Совсем неплохая точность!
Для невооруженного глаза взаимное расположение звезд остается всегда неизменным. Но при помощи фотографии звездного неба с разных позиций можно обнаружить параллактическое смещение звезд. Если сделать две фотографии какого-либо участка звездного неба из одной и той же обсерватории с промежутком времени полгода, то расстояние между точками наблюдения будет равно почти 300 млн. км.
Измерения расстояний до звезд с помощью радара невозможны. Поэтому схема измерения, которую иллюстрирует рис. 7.1, вполне современна.
Такого рода снимки приводят нас к заключению, что есть звезды, которые заметно перемещаются по отношению к другим звездам. Было бы крайне нелогично допустить, что существуют звезды подвижные и звезды неподвижные. Напрашивается вывод, что те звезды, взаимное расположение которых сохранилось неизменным, находятся много дальше, чем блуждающая звезда. Как бы то ни было, мы получаем возможность с помощью хороших инструментов измерить параллаксы многих звезд. Измерения параллакса с точностью до одной сотой секунды дуги были проведены для многих звезд. Оказалось, что ближайшие из них находятся на расстояниях, больших одного парсека.
Один парсек есть расстояние, дающее угловое смещение в одну секунду, если за базис взять средний радиус земной орбиты. Легко подсчитать» что один парсек равен 30,26 триллиона километров.
Для измерения расстояний часто пользуются световыми годами. Один световой год — путь, который пройдет свет за год. Один парсек равен 3,26 светового года.
Параллактический метод применим до расстояний порядка сотен световых лет. А как измерить расстояния до более далеких звезд? Это оказывается уже совсем не простым делом, и уверенность в правильности приблизительных оценок (ручаться можно большей частью лишь за одну значащую цифру) получается сопоставлением результатов разных измерений.
Один из способов (а их много, и у нас нет возможности на них останавливаться) заключается в следующем. Если известно расстояние, до звезды R и видимая звездная величина m (мера освещенности, создаваемая звездой на Земле), то, пользуясь законом, согласно которому интенсивность изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от источника, можно вывести следующую формулу:
М = m — 5∙lg R + 5.
Здесь М есть так называемая абсолютная звездная величина. Это величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на некотором стандартном расстоянии, которое принимают равным 10 пк.
Мы с полным основанием полагаем, что эта формула справедлива и для далеких звезд. Но как ею воспользоваться для определения расстояния до звезды? Вот на этом-то самом интересном вопросе мы, к сожалению, и не можем остановиться подробнее: не хватает места в нашей маленькой книге. Оказывается, что для некоторой категории звезд удается построить график, который показывает как меняется отношение интенсивностей определенных пар линий звездного спектра в функции величины М. Ну, а интенсивности спектральных линий астрономы измерять умеют.