Удивительная звезда в созвездии Кита

Примерно в то же время (последние десятилетия XIX в.) физики и астрономы увлеклись проблемой измерения яркости звезд. Если исследование звездных спектров представляло собой нечто принципиально новое, то определением яркости звезд астрономы занимались уже 2000 лет. Еще Гиппарх в своем звездном каталоге приводил данные по яркости, которые наряду с местоположением звезд, установленным весьма приближенно, должны были помочь в идентификации этих небесных объектов. Хотя данные по яркости сами по себе тогда ничего не давали, астрономы, следуя греческой традиции, вплоть до XIX в. составляли десятки каталогов яркости звезд. Потребность в точных данных о яркости заметно возросла, когда обнаружилось, что некоторые звезды довольно загадочным образом меняют свою яркость.

С середины XIX в. фотография начала играть заметную роль в астрофизических исследованиях. Фотографический экваториал фирмы Хейде (Дрезден), приобретенный Московской Императорской обсерваторией

Вспомним хотя бы о странной звезде, которую в ноябре 1572 г. открыл в созвездии Кассиопеи Тихо Браге и которую прежде там никто не видел. "Новая" звезда по яркости не уступала Венере, и ее можно было наблюдать даже на дневном небе. Необычное явление буквально произвело сенсацию среди исследователей звезд и в кругах широкой общественности. Браге наблюдал это "чудо" с величайшей тщательностью. В отличие от планет новая звезда оставалась на одном месте, но с течением времени изменяла свою яркость, "гасла" прямо на глазах: немногим более чем через 4 недели она из "Венеры" превратилась в "Юпитер", и в последующие недели ее яркость продолжала падать. Весной 1574 г., т.е. примерно через 1,5 года, звезда исчезла.

Первые фотографии Луны. Этот снимок естественного спутника Земли сделан Г. Дрэпером 3 сентября 1863 г. с помощью 40-сантиметрового зеркального телескопа

Но взбудораженные умы ученых на этом, конечно, не успокоились. О "Новой Тихо" - как сегодня называют эту звезду-еще продолжали говорить.

Несколько лет спустя в созвездии Кита появилась другая своеобразная звезда. Яркость этой "новой" вскоре тоже стала заметно падать, и через довольно продолжительное время звезда пропала. Однако в отличие от "Новой Тихо" звезда из созвездия Кита (Мира) позднее возникла вновь, потом опять исчезла, и это повторялось неоднократно. Эту звезду видели и в 1638 г. и в последующие годы, причем яркость ее периодически изменялась. Как сегодня хорошо известно, "исчезновение" звезды объясняется тем, что ее яркость изменяется в широких пределах: от 2-й до 10-й звездной величины^*. При минимальной яркости интенсивность света звезды оказывается в 100 раз ниже порога чувствительности глаза человека. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звезда регулярно то "появляется", то "исчезает". С течением времени исследователи открывали все больше подобных звезд. Их странное поведение поначалу вызывало удивление, и это вполне понятно, ибо механизм наблюдаемого явления был абсолютно неизвестен. Данное обстоятельство нашло отражение и в названиях звезд: "Мира" означает "удивительная", "Алголь", изменения яркости которой впервые обнаружил в 1669 г. Монтанари,- звезда дьявола. Сегодня известно более 20000 звезд переменной яркости. Изучение этих объектов является важной специальной областью современной астрофизики.

^*(Звездная величина - мера блеска небесного светила, определяемая освещенностью, которую оно создает на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам. Чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его звездную величину; звездная величина может иметь как положительное, так и отрицательное значение. - Прим. перев.)

Опыт астрономических наблюдений в период XVI-XVII вв. показал, как важно было точное определение яркости звезд, поскольку оно полностью опровергало веками сложившееся представление о том, что все звезды во все времена имели одну и ту же яркость. Интерес астрономов к переменным звездам послужил побуждающим мотивом для развития фотометрии.

Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер (1799-1875) опубликовал в 1844 г. "Воззвание к друзьям астрономии", где настойчиво призывал всех астрономов-профессионалов и любителей обратить особое внимание на звезды переменной яркости. Аргеландер предложил метод точной оценки относительной яркости различных звезд. В то время (как, впрочем, и прежде) астрономы довольствовались весьма расплывчатыми характеристиками, как-то: "одинаково яркие", "ярче", "много ярче". Метод Аргеландера позволял оценивать степень яркости звезд с точностью до 0,1 звездной величины. Этот метод настолько хорошо себя зарекомендовал, что астрономы-любители используют его и по сей день.

Если переменные звезды послужили поводом для применения в астрономических наблюдениях метода фотометрии, то другая, на первый взгляд весьма далекая от астрономии, область деятельности-светотехника- способствовала развитию и усовершенствованию этого метода, создав эффективные приборы для измерения яркости. С появлением первых мощных искусственных источников света, особенно с введением газового освещения, возникли проблемы, связанные с фотометрией. Стремительно растущие крупные промышленные предприятия, работа на которых велась круглосуточно, нуждались в ночном освещении. Высокая эксплуатационная требовательность к источникам света, а также острая конкуренция между их производителями неизбежно имели своим следствием быстрое развитие фотометрии; необходимо было знать, изменяется ли качество света в процессе эксплуатации источников, каково отношение интенсивности искусственных источников света к естественному освещению в различное время суток и при различной погоде и т.д.

Здесь уже грубые приближенные оценки оказались явно недостаточными - нужны были точные количественные измерения яркости. И неудивительно, что первые фотометрические измерения касались сравнения интенсивностей солнечного света и света искусственных источников. Успехи в разработке фотометров открыли астрономам возможности этого точного метода измерения яркости. Постепенно фотометры кое-где стали применять для исследования звезд. Поначалу трудно было предвидеть, для каких конкретных задач могут пригодиться результаты точных измерений яркости звезд, однако астрономы следовали призыву Аргеландера.

Известный толчок в этом направлении дала Императорская Академия наук в Вене, учредившая в 1854 г. премию за решение проблемы точного определения яркости звезд. Академия призывала "последовательно и в широких масштабах проводить по возможности более точные фотометрические определения неподвижных звезд, чтобы этим способствовать значительному прогрессу современной астрономии". Весьма знаменательно, что в то время на этот призыв никто не откликнулся-в фотометрии неба тогда царило затишье. В 1857 г. Академия вновь объявила конкурс. На этот раз было три претендента. Под конец назначенного срока в Академию поступила работа молодого физика Цёльнера - он занимался проблемами фотометрии еще будучи студентом-физиком Берлинского университета, а затем в Базеле вновь заинтересовался фотометрической тематикой, а именно изменением свечения раскаленной платиновой проволоки. Работы Цёльнера знаменовали собой уже наметившуюся тогда связь между технической и астрономической фотометрией. Первоначально его исследования касались исключительно вопросов получения искусственного света и измерения светотехнических параметров источников света. Возможно, фотометрия звезд так и осталась бы только его увлечением, если бы не этот конкурс и не настоятельные призывы базельских коллег и друзей послать заявку на участие в нем.