⁵На самом деле ещё ближе к нам её спутник — звезда «Проксима» (это название и означает «ближайшая»).

Расстояния эти оказались весьма велики. Даже самая близкая звезда находится от нас в 275 тысяч раз дальше, чем Солнце. И если свет от Солнца до Земли доходит всего за 8 минут 19 секунд, то от звезды α Центавра свет до Земли бежит 4 года 4 месяца 12 дней. Ещё более далёкой оказалась Вега из созвездия Лиры: она отстоит от нас на 27 световых лет. (Световым годом называется расстояние, которое свет проходит за 1 год. Световой год равен 9,463•10¹² км.)

С конца прошлого столетия параллаксы определяются главным образом фотографическим путем, что даёт более точные результаты. В настоящее время известны расстояния до нескольких десятков тысяч звёзд.

Однако геометрический метод позволяет определять расстояния лишь до наиболее близких к нам звёзд. Параллаксы более далёких звёзд настолько малы, что лежат за пределами точности современных измерительных приборов. В этом случае приходится применять другие методы определения расстояний. Один из них основан на том, что некоторые свойства светового излучения звёзд, принадлежащих к одному и тому же типу, зависят от их светимости, т.е. от того количества света, которое они излучают. Но зная светимость той или иной звезды и сравнив её с фактически наблюдаемым блеском этого объекта, можно оценить расстояние до него — ослабление блеска будет, очевидно, тем больше, чем дальше от Земли находится интересующий нас объект.

Особая задача — определение расстояний до звёздных островов — галактик и других объектов, расположенных за пределами нашей Галактики. Как известно, все галактики разлетаются в различных направлениях — мы живём в расширяющейся Вселенной. При этом, чем дальше находится от нас та или иная галактика, тем быстрее она движется. Таким образом, каждому расстоянию соответствует своя скорость удаления. Скорости же внегалактических объектов можно довольно точно определить путем спектрального анализа их излучения, по так называемому красному смещению. Применение этого метода позволяет современным астрономам определять, как далеко от нас расположены космические объекты вплоть до расстояний порядка десяти миллиардов световых лет.

Однако для ряда задач, связанных с изучением истории Вселенной, необходимо измерять скорости удаления галактик и расстояния до них независимыми способами.

Существуют разные методы определения расстояний до далёких галактик, но все они сложны и носят многоступенчатый характер. Последовательно определяются расстояния до ближайших звёзд, звёздных скоплений, затем до других галактик и так далее вплоть до скоплений галактик, участвующих в расширении Вселенной. Однако на каждом из этих шагов возможны ошибки, которые постепенно множатся и вносят в окончательный результат значительную неопределённость. Вместе с тем, в принципе, существует возможность прямого измерения расстояний до далёких космических объектов таким же способом, какой применяется для определения расстояний до ближайших звёзд. Но для этой целя необходимо располагать несколькими радиотелескопами, разнесенными на весьма значительные расстояния. Подобную задачу можно было бы решить с помощью 3—5 космических аппаратов, находящихся на расстоянии в несколько астрономических единиц друг от друга. Тогда появилась бы возможность измерять весьма малые углы. Это позволило бы с большой точностью определять расстояния до космических объектов, расположенных на огромных удалениях вплоть до границ наблюдаемой Вселенной.

Так как световые лучи распространяются в пространстве с конечной скоростью, то чем дальше от нас расположено то или иное небесное тело, тем в более далёком прошлом мы его наблюдаем.

Луну мы видим такой, какой она была секунду назад. Солнце — с опозданием на 8 минут 19 секунд, а Проксиму Центавра — на 4 года и 4 месяца. Таким образом, наблюдая небо, мы непосредственно заглядываем в прошлое Вселенной.

Если бы, скажем, хорошо знакомая всем Полярная звезда сегодня вообще перестала существовать, то мы, находясь на Земле, продолжали бы видеть эту фактически уже не существующую звезду ещё на протяжении 450 лет — как раз тот срок, который необходим световым лучам, чтобы преодолеть огромное расстояние, отделяющее Полярную звезду от нашей Солнечной системы.

Это, между прочим, единственный в нашей жизни случай, когда мы своими собственными глазами можем наблюдать события давным-давно минувших времен.

Если немного пофантазировать и представить себе, что мы мгновенно переместились, скажем, в район Полярной звезды и посмотрели на Землю в сверхмощный телескоп, с помощью которого можно разглядеть даже отдельного человека, то мы стали бы очевидцами событий, разыгравшихся 500 лет назад,— событий эпохи Леонардо да Винчи (1452—1519), Христофора Колумба (1451—1506), Эразма Роттердамского (1467—1536), а оказавшись рядом с ярким Денебом в созвездии Лебедя, мы заглянули бы в прошлое на 600 лет и могли бы стать очевидцами Куликовской битвы, Жакерии, казни Жанны д’Арк (1431).

Таким образом, каждая звезда, каждый космический объект, который мы видим,— это как бы одна из живых страниц истории Вселенной, непосредственный участник определённого этапа её развития.

Две тысячи лет назад Гиппарх (II в. до н. в.) предложил различать так называемые звёздные величины в зависимости от блеска той или иной звезды. Гиппарх назвал звёзды, обладающие наибольшим блеском (т. е. самые яркие), звёздами 1-й величины, а самые слабые — звёздами 6-й величины. При этом звёзды с промежуточным блеском были отнесены ко 2-й, 3-й, 4-й и 5-й величинам.

Впоследствии при определении относительного блеска различных звёзд более точными методами оказалось, что блеск звёзд двух соседних величин относится как 2,5 к 1. Другими словами, звезда, скажем, 4-й величины в 2,5 раза ярче, чем звезда 5-й величины.

Для того чтобы построить шкалу звёздных величин, надо выбрать некоторую точку отсчёта. Тогда звёздные величины остальных небесных светил можно определять по отношению к этому эталону. Это позволяет также распространять шкалу величин не только на звёзды, видимые невооруженным глазом, но и на слабые звёзды, доступные лишь телескопическим наблюдениям, а также на Солнце, Луну и планеты. При этом некоторые звёздные величины оказываются отрицательными. Звёздная величина Сириуса, например, равна —1,46, Луны в полнолуние —12,6, Солнца —26,7.

Блеск звезды, а значит, и звёздная величина зависят не только от действительного количества света, которое звезда излучает (светимость), но и от расстояния. Поэтому для оценки светимостей звёзд их сначала нужно отнести к одному расстоянию и только тогда сравнивать их между собой. За эталон расстояния для подобных сравнений астрономы условно приняли 10 парсек. Один парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду. Луч света преодолевает это расстояние за 3,259 года.

Звёздную величину светила, пересчитанную для расстояния в 10 парсек, астрономы называют абсолютной.

Космические ориентиры

Для целей ориентирования на небесной сфере выделены около 30 наиболее заметных звёзд, которые получили название навигационных (см. Приложение 2). Необходимо быстро и безошибочно, при различных условиях наблюдения, научиться находить навигационные звёзды.

Трудность состоит в том, что сами по себе многие звёзды по своему внешнему виду мало отличаются друг от друга, особенно в тех случаях, когда наблюдения ведутся невооруженным глазом или при помощи простых измерительных инструментов.

Задача значительно упростится, если принять во внимание, что интересующие нас звёзды входят в состав определённых созвездий. Здесь ещё раз необходимо подчеркнуть, что созвездия — это условные объединения звёзд, проектирующихся в сравнительно близкие точки небесной сферы. В действительности, звёзды, входящие в одно и то же созвездие, могут быть разделены весьма значительными расстояниями в пространстве. Но для навигационных задач это обстоятельство роли не играет. Объединения звёзд в созвездия облегчает отыскание нужных космических ориентиров. А это значит, что прежде всего необходимо научиться находить на небе различные созвездия. При этом мы не ставим задачу нахождения всех звёзд созвездия и его границ, которые могут быть весьма причудливыми.