Давайте расширим земной экватор до его пересечения с небесной сферой. Получится небесный экватор. Ясно, что плоскость его будет перпендикулярна оси мира. Но этого тоже маловато. Надо решить, откуда начинать отсчет по экватору. Тут на помощь приходит земная орбита. Если ее плоскость продлить до пересечения с небесной сферой, получим еще одну окружность, которая называется эклиптикой. Эклиптика наклонена к небесному экватору точно так же, как плоскость земной орбиты к плоскости земного экватора. И пересекается с ним в двух точках — весеннего и осеннего равноденствия. Вот если теперь через эти точки и полюсы мира провести большой круг, то мы получим как раз ту линию, от которой и надо отсчитывать угол.
Значит, один угол — от точки весеннего равноденствия по небесному экватору, другой — от небесного экватора к полюсам по кругу склонения звезды. Теперь достаточно небольшого телескопа или угломерного инструмента, чтобы, оказавшись в сердце Великого, или Тихого, океана на необитаемом острове, легко и непринужденно самоопределиться.
Глава десятая
Звезды
Классификация — это лишь один из методов (и, вероятно, самый простой) отыскания порядка в мире.
1. Как различают звезды?
Природа настолько разнообразна, что не будь у человека избирательной способности и склонности к обобщениям, он никогда бы не познал окружающий мир. По мере накопления знаний мы стремимся подмечать сходные черты у различных явлений. Это позволяет отнести их к одному классу или типу. Становится легче. Так мы вводим хоть какой-то порядок в запутанные явления природы и начинаем чувствовать себя уютнее. Человек — педант. А природа? Природа вполне может обходиться без классификации. Так что эта глава, можно считать, будет посвящена чисто человеческой деятельности.
Астрономия — опасная вещь. Попробуйте понаблюдать сверкающие россыпи в телескоп, изготовленный собственными руками. Ночь, вторая, третья… Сначала это забавно, потом интересно, потом… потом вам приходит в голову навести какой-то порядок в кажущемся хаосе. И тогда все, вы погибли! Вы заболели. Вы отравлены небом на всю жизнь. И вы пьете чашу Сократа, благословляя и проклиная тот миг, когда впервые подняли голову кверху. Но вы — человек!
Две тысячи лет назад Гиппарх, составляя звездный каталог, разделил сверкающие небесные тела на шесть групп — шесть звездных величин. При этом к первой он отнес яркие звезды, ко второй — те, чей блеск в два с половиной раза слабее, чем у звезд первой величины. К третьей — звезды, в два с половиной раза слабее второй. И так далее — до шестой включительно. Звезды шестой величины оказались в 100 раз слабее наиболее ярких. Это тот минимум, который мог заметить невооруженный глаз.
Сейчас мощные оптические системы современных телескопов позволяют выуживать на фотопластинку звезды, блеск которых во столько раз слабее солнечного, что число этих «разов» записывается цифрой с сорока нулями. Так, звезда 23-й звездной величины имеет блеск в 8,71•1040 раз слабее солнечного.
Самые яркие звезды на нашем небе — Сириус и Канопус. Астрономы обозначают их звездные величины отрицательными числами. Затем идут звезды величиной от нуля до единицы. Их всего десять. Они из числа знакомых уже нам навигационных маяков штурманов Земли.
Менее яркие звезды, до второй величины, считаются уже на десятки — их 41. Звезд от второй до третьей величины — 138, от третьей до четвертой — 357, до пятой — 1030! Шестую величину разглядит уже не каждый, и потому тут число спорное. В общем всего около пяти-шести тысяч в обоих полушариях. Немного. Но стоит приставить к глазам хотя бы бинокль, их число возрастет в десятки раз. Телескоп же средней силы заставляет нас вести счет на миллионы.
Точно сказать, сколько всего звезд во вселенной, трудно. В одном только Млечном Пути — светлой полосе, пересекающей ночное небо, — их примерно около 100 миллиардов. Конечно, число это грубо приближенное, дающее лишь порядок величины. Ручаться за его точность в пределах даже 10 миллиардов нельзя. Млечный Путь — это наша звездная система, наша Галактика. Если внимательно присмотреться, на небе можно обнаружить и другие галактики, ничем не уступающие нашей. Сейчас их число оценивается примерно сотней миллионов. Ну-ка, помножьте 100 миллионов на 100 миллиардов. Что, страшновато?
Но вернемся к Гиппарху и его звездным величинам. Видимые звездные величины хороши до тех пор, пока астрономия не перешагивает порог звездочетства. Дальше — хуже. Приходит время, наука требует сравнить звезды между собой. Легенда о хрустальной сфере оказалась несостоятельной, и звезды рассеялись на разные расстояния. Так что, прежде чем говорить о сравнении, их неплохо бы выстроить в одну шеренгу: перенести на одинаковое расстояние от Солнца и тогда уж оценивать действительную, или, как говорят астрономы, абсолютную, звездную величину. Абсолютная звездная величина — это блеск звезды со стандартного расстояния в 10 парсеков от солнечной системы. Надо признать, что при таком удалении само Солнце выглядело бы довольно жалко, как звезда пятой величины.
Так задача определения звездных расстояний оказалась ключевой проблемой астрономии. Выражаясь высоким стилем, вполне приличествующим книгам, рассказывающим о науке, мы могли бы сказать так: «Блуждая на ощупь по сумрачному дворцу Урании, люди очутились перед дверью, за которой сиял свет истины».
Дверь эту надо было открыть любыми способами, хоть взломать.
2. Первые «взломщики» во дворце Урании
Еще землемеры Египта, нарезая участки после разливов Нила, помнили теорему: «Основание и два угла при нем позволяют построить весь треугольник». А не пригодна ли эта теорема и для целей «звездомеров»? Взять, например, в качестве основания треугольника диаметр земной орбиты. Измерить углы между диаметром и направлениями на звезду. Тогда третий угол — его назвали параллаксом звезды — сам, как спелый плод, падает в руки. Ведь сумма углов любого треугольника — 180 градусов. А зная параллакс, определить высоту треугольника, то есть расстояние до звезды, — пустяк!
Сначала телескопов не было. Углы мерили трикветриумом — несколькими деревянными линейками на шарнирах. Вся конструкция подносилась к глазам, и измерения производились тоже на глазок. Позже угломерным инструментом стал служить квадрант. При этом чем больше и тяжелее было само деревянное сооружение, тем выше оказывалась точность наблюдений. И лишь много позже появился телескоп с перекрестьем из двух туго натянутых нитей да еще с микрометрическим винтом.
Первым, кто пришел к мысли, что звездные расстояния нужно и можно мерить, был Коперник. Увы, единственным инструментом Коперника был как раз трикветриум, на линейках которого деления были нанесены от руки чернилами. Точность же требовалась до долей секунды. Для усиления впечатления напомним, что угловая секунда — это 1/324 000 (одна трехсотдвадцатичетырехтысячная) доля прямого угла. Попробуйте уловите…
После многих попыток, придя все же к выводу, что до звезд расстояние по меньшей мере раз в тысячу больше, чем до Солнца, почтенный каноник оставил непосильную задачу.
Эстафету подхватил Тихо Браге. Помните, с каким благоговением принял заносчивый аристократ в подарок грубую линейку Коперника? Как был счастлив, несмотря на свой несносный характер и непомерное самомнение. Инструменты датского астронома были изготовлены из дуба лучшими мастерами Европы. Когда Тихо Браге вместе с многочисленным семейством покидал Ураниенборг, его стенной квадрант занимал целую повозку.