Три необычных способа измерения расстояний до звёзд: исторический обзор

На протяжении тысячелетий люди не знали, как далеко от Земли находятся звёзды. В XVII веке Ньютон, Гюйгенс и Гук заявили, что нашли ответ.

Итан Сигел, 5 ноября 2026 года

Главное:

• С тех пор как человек впервые взглянул на ночное небо, звёзды вызывали восхищение и вопросы: что они собой представляют и как далеко от нас находятся?

• Сегодня расстояния до звёзд определяют благодаря исключительно точным наблюдениям и совершенным телескопам, но первые оценки, претендовавшие на достоверность, появились ещё в XVII веке.

• Роберт Гук, Христиан Гюйгенс и Исаак Ньютон использовали разные методы, каждый со своими достоинствами и недостатками. Уроки их исследований остаются полезными и в наши дни.

Всего в 150 миллионах километров от нас сияет Солнце — самый яркий и массивный объект Солнечной системы. На земном небе оно в сотни тысяч раз ярче полной Луны, следующего по яркости небесного тела. В отличие от других объектов Солнечной системы, Солнце само излучает видимый свет, а не просто отражает его. Но тысячи звёзд, которые можно увидеть ночью невооружённым глазом, тоже светятся сами. С помощью телескопов и камер их можно наблюдать миллионы и миллиарды.

Но на каком расстоянии они находятся?

В отличие от Солнца, Луны и планет, звёзды, похоже, сохраняют своё положение не только от ночи к ночи, но и в течение года и даже многих лет. Описывая движение тел Солнечной системы, мы даже говорим о «неподвижном фоне звёзд». По сравнению с планетами и другими соседними объектами звёзды должны быть невероятно далеки. А чтобы оставаться видимыми на таких расстояниях, они должны обладать огромной собственной светимостью.

Вполне естественно предположить, как это делали ещё мыслители древности, что звёзды похожи на Солнце, но находятся гораздо дальше от нас. Однако насколько дальше? Первые ответы появились лишь в XVII веке, когда за задачу взялись три выдающихся физика:

• Роберт Гук,

• Христиан Гюйгенс,

• Исаак Ньютон.

Неудивительно, что полученные ими результаты разошлись. Но кто приблизился к истине больше остальных и чей подход оказался полезнее для последующих поколений? Ответ на этот вопрос делает историю не только увлекательной, но и поучительной.

Первый подход: Роберт Гук

Самый прямой способ определения расстояний до звёзд основан на принципе параллакса, известном с древности. Его легко понять на примере простой игры:

• закройте один глаз;

• поднимите большой палец перед собой на вытянутой руке;

• затем откройте закрытый глаз и закройте другой;

• обратите внимание, как палец словно смещается на фоне более удалённых предметов.

Когда мы смотрим на объект из двух разных точек, например поочерёдно каждым глазом, близкий предмет кажется смещённым относительно далёкого фона. Это явление называется параллаксом. Теоретически оно позволяет определить расстояние до любой звезды, хотя проще всего применить его к ближайшим.

Разумеется, смещение должно быть достаточно заметным с учётом возможностей наблюдателя, приборов и расстояния между точками наблюдения. В древности считалось, что Земля находится в центре мироздания. Поэтому астрономы пытались обнаружить параллакс, наблюдая звёзды на рассвете и в сумерках: за эти 12 часов Земля поворачивалась, и базис наблюдения составлял примерно её диаметр. Однако заметного смещения найти не удалось.

В XVII веке, после работ Коперника, Галилея и Кеплера, утвердивших представление о гелиоцентрическом устройстве мира, Роберт Гук решил, что метод параллакса наконец может дать результат.

Гук приступил к работе в конце 1660-х годов. Он понимал, что измерениям может помешать атмосферная рефракция — преломление света в земной атмосфере. Чтобы уменьшить её влияние, он построил зенитный телескоп, направленный строго вверх: при таком положении свет проходит через наименьшую толщу атмосферы. На протяжении года Гук несколько раз наблюдал Гамму Дракона, которая в его районе Лондона проходила через зенит, и искал отклонения её положения от истинного зенита в пределах точности своих приборов.

Начиная с 1669 года он провёл четыре измерения и, по собственным словам, обнаружил различимое смещение в 25 угловых секунд, или примерно 0,007 градуса. Результаты Гук опубликовал в 1674 году в работе «Опыт доказательства движения Земли посредством наблюдений», где писал:

«Итак, из наблюдений очевидно… что существует заметный параллакс земной орбиты для неподвижной звезды в голове Дракона и, следовательно, подтверждение коперниковской системы против птолемеевой и тихонической».

Из измерений Гука следовало, что Гамма Дракона находится примерно в 0,26 светового года, или в 16 500 раз дальше от нас, чем Солнце. Современные данные показали, насколько велика была ошибка: расстояние до звезды составляет 154 световых года, а её параллакс — лишь 21 миллиугловую секунду, более чем в тысячу раз меньше значения, полученного Гуком.

Второй подход: Христиан Гюйгенс

Многие астрономы XVII века и предшествующих эпох предлагали совершенно другой способ оценки расстояний до звёзд:

1. Предположить, что Солнце — обычная звезда с типичными размером и собственной светимостью.

2. Сравнить его яркость с видимой яркостью звезды на ночном небе.

3. Использовать закон обратных квадратов, согласно которому яркость убывает пропорционально квадрату расстояния, и вычислить, во сколько раз звезда дальше Солнца.

Главная трудность заключалась во втором шаге. Солнце чрезвычайно яркое, а звёзды, даже самые заметные, по сравнению с ним очень тусклые. Поэтому точно сопоставить их яркость было почти невозможно. Кроме того, звёзды видны ночью, когда Солнце уже зашло, а значит, непосредственно сравнить их бок о бок практически не удавалось.

Гюйгенс предложил собственное решение. Сначала он наблюдал Сириус, ярчайшую звезду ночного неба, через длинную непрозрачную трубу с большим отверстием. Для дневных наблюдений он установил на конце трубы светонепроницаемый латунный диск с рядом отверстий. Учёный рассчитывал, что, постепенно уменьшая их размер и пропуская всё меньше солнечного света, сможет добиться яркости, равной той, с которой накануне ночью видел Сириус. Для этого отверстие должно было оказаться меньше булавочного прокола.

Даже самое маленькое отверстие, которое Гюйгенсу удалось просверлить в латунном диске, пропускало слишком много света: солнечная точка оставалась значительно ярче наблюдаемых звёзд. Тогда учёный поместил в отверстие крошечные стеклянные бусины, чтобы дополнительно ослабить проходящий свет.

По расчётам Гюйгенса, чтобы сравнять видимую яркость Солнца с ночной яркостью Сириуса, ему пришлось ослабить солнечный свет в 765,3 миллиона раз — до одной 765 300 000-й первоначальной величины. Он добился этого, перекрыв бо́льшую часть солнечного диска и поместив почти непрозрачную бусину в маленькое отверстие. Поскольку яркость обратно пропорциональна квадрату расстояния, квадратный корень из полученного числа показывает, что Сириус должен находиться в 27 664 раза дальше Солнца.

Это соответствует 0,44 светового года, или 27 664 расстояниям от Земли до Солнца. Результат превышал оценку Гука для Гаммы Дракона, но зависел от важного допущения: Гюйгенс считал, что Сириус светит с той же мощностью, что и Солнце. На самом деле Сириус существенно отличается от нашей звезды: он принадлежит к спектральному классу A, тогда как Солнце — к классу G, и его собственная светимость примерно в 25,4 раза выше. Если бы Гюйгенс знал об этом, его оценка составила бы 2,2 светового года — ближе к истинным 8,6 светового года. Для расчёта 1698 года результат был бы совсем неплохим.

Третий подход: Исаак Ньютон

Ещё в 1668 году Джеймс Грегори, современник и друг Исаака Ньютона, опубликовал трактат «Geometriae pars universalis» («Всеобщая часть геометрии»). В нём он предложил остроумный способ сравнения яркости Солнца и звёзд, который можно считать более удачным, чем подход Гюйгенса: использовать в качестве посредника планету. Если найти планету с видимой яркостью, равной яркости звезды, и провести наблюдения в нужный момент, можно связать расстояния в Солнечной системе с расстоянием до этой звезды. Для этого требуется:

• вычислить, какое расстояние прошёл солнечный свет и насколько он рассеялся до встречи с планетой;

• узнать, какая доля падающего света отражается планетой, то есть определить её альбедо;

• знать физический диаметр планеты;

• рассчитать, как отражённый свет рассеивается на пути к наблюдателю.

Грегори выполнил предварительный расчёт, но предупредил, что его результату нельзя доверять до появления более точных данных о расстояниях в Солнечной системе.

Грегори, известный также как создатель телескопа Грегори, умер молодым — в 1674 году, в возрасте 36 лет. У Ньютона был экземпляр его книги. Он внимательно изучил её и выполнил более точный расчёт, возможно, уже около 1685 года. Однако окончательную рукопись Ньютона подготовили и издали лишь после его смерти в 1727 году. Она вышла в 1728 году под названием «Система мира» (De mundi systemate), хотя первоначально предназначалась для третьего тома более известных «Математических начал натуральной философии» (Principia Mathematica).

У метода Грегори было несколько очевидных преимуществ:

• звезду, например Сириус, и выбранную планету можно было наблюдать одновременно, не полагаясь на воспоминания о яркости объекта, увиденного несколько часов назад;

• их можно было изучать в сходных условиях, особенно если они находились рядом на небе;

• после появления законов Ньютона и созданного им телескопа-рефлектора расстояния до планет и их физические размеры стало возможно определять прямыми измерениями.

Для первых оценок Грегори использовал Юпитер, но Ньютон понял, что Сатурн — самая далёкая из известных тогда планет — даст более подходящую основу для сравнения. Впрочем, и здесь существовали ограничения: Юпитер всегда выглядит ярче Сириуса, а Сатурн — тусклее. Поэтому Сириус, несмотря на звание ярчайшей звезды ночного неба, мог быть не лучшим объектом для такого сопоставления. Из наблюдений Джона Флемстида 1672 года Ньютон знал, что Сатурн расположен примерно в 9–10 раз дальше от Солнца, чем Земля, и имеет приблизительно в десять раз больший диаметр.

Ньютону, однако, не было известно альбедо Сатурна: он предположил, что планета отражает половину падающего на неё света. Как и Гюйгенс, он также не знал собственной светимости Сириуса и принял её равной солнечной. Его оценка превысила результаты Гюйгенса и Гука: около 300 000 расстояний от Земли до Солнца, или примерно 4,7 светового года.

Сравнение трёх методов

Итак, более трёх веков назад три знаменитых учёных использовали три разных подхода и получили заметно отличающиеся оценки звёздных расстояний. Что же можно сказать об их результатах сегодня?

Методы Гюйгенса и Ньютона были изобретательными, особенно с учётом ограниченных возможностей тогдашних приборов. Однако у них был существенный недостаток: для расчётов требовалось знать собственную светимость звёзд относительно солнечной, а таких сведений у астрономов не было вплоть до XX века. Даже после поправки на большую светимость Сириуса Гюйгенс недооценил расстояние до него. Если же внести аналогичную поправку в расчёт Ньютона, выяснится, что тот значительно переоценил расстояние. Первоначальная оценка самого Грегори, который честно признал её ненадёжной, составляла 83 190 расстояний от Земли до Солнца, или 1,32 светового года. С поправкой на истинную светимость Сириуса она даёт 6,6 светового года — всего на 23 % меньше настоящего расстояния и ближе к нему, чем результат Ньютона.

Гук, возможно, допустил самую крупную ошибку, но именно его подход впоследствии привёл к наиболее успешным и широко распространённым измерениям расстояний до звёзд.

Почему же Гук настолько ошибся? Судя по всему, он неверно истолковал увиденное. Как рассказывает историк науки Тони Кристи (Thony Christie), в 1725 году Джеймс Брэдли попытался тщательно повторить эксперимент с помощью нескольких высокоточных телескопов, специально созданных для этой задачи. Для независимой проверки наблюдения проводились как в его доме, так и в доме соседа, Сэмюэла Молинью. Объектом снова стала Гамма Дракона.

Брэдли действительно обнаружил небольшое изменение положения звезды в течение года. Более того, она словно описывала крошечный эллипс — форму, которую можно было ожидать с учётом обращения Земли по эллиптической орбите, известного со времён Кеплера. Но внимательный исследователь заметил важную деталь: это не мог быть параллакс, поскольку звезда смещалась не в том направлении. Как писал Кристи в 2010 году:

«Брэдли знал, что это не параллакс, потому что смещения происходили в неверных направлениях: когда согласно теории параллакса звезда должна была смещаться к югу, она смещалась к северу, и наоборот. Брэдли не мог поверить собственным глазам и потратил ещё год на скрупулёзное повторение наблюдений, но результат был тем же».

Что же вызывало это движение? Не подозревая об этом, Брэдли открыл звёздную аберрацию — кажущееся смещение небесных объектов вследствие движения наблюдателя. При наблюдении Гаммы Дракона с Земли оно определяется главным образом обращением нашей планеты вокруг Солнца со скоростью около 30 км/с, или примерно 0,01 % скорости света. Это стало доказательством движения Земли вокруг Солнца, но обнаружить параллакс Брэдли не удалось.

Зарегистрировать звёздный параллакс удалось только в 1830-х годах. Три астронома — Томас Хендерсон, Фридрих Бессель и Вильгельм Струве — наблюдали разные звёзды, соответственно Альфу Центавра, 61 Лебедя и Вегу, обнаружили их годичные смещения и измерили параллакс. Хендерсон первым провёл наблюдения, в 1833 году, но опубликовал результаты лишь в 1839-м. Струве представил предварительные, ненадёжные и в итоге неверные данные о Веге в 1837 году, а более точные — только в 1840-м. Бессель опубликовал качественные результаты 5 ноября 1838 года, поэтому именно его обычно считают первооткрывателем звёздного параллакса.

Настоящим прорывом стало использование фотографии в астрономии. В 1840-х годах появились первые снимки Луны и Солнца, а в 1850 году была сфотографирована первая звезда. Возможность сравнивать изображения — сначала визуально, а сегодня с помощью компьютеров — привела к измерению параллаксов более миллиарда звёзд Млечного Пути. Подавляющее большинство этих измерений выполнил спутник Gaia Европейского космического агентства. Именно параллакс, а не сравнение яркости, позволяет непосредственно измерять расстояния до звёзд.

Тем не менее из трёх ранних оценок заявленное Гуком «параллактическое» расстояние оказалось худшим с огромным отрывом. После поправки на собственную светимость звезды результаты Гюйгенса и Ньютона отличались от правильного ответа менее чем на порядок, тогда как ошибка Гука превышала тысячу раз. Более того, ненулевой параллакс выбранной им Гаммы Дракона, несмотря на её относительную яркость, не удавалось обнаружить вплоть до выхода каталога Hipparcos в 1997 году. Он и установил современное значение расстояния — 154 световых года. Людям свойственно ценить правильный ответ независимо от способа его получения, но в науке для обоснованного вывода решающее значение имеют метод и воспроизводимость результата.

Статья впервые опубликована в феврале 2024 года и обновлена в ноябре 2026 года.

 

Источник