Наибольшие звездные расстояния, при которых еще возможны определения тригонометрических параллаксов, близки к 100 парсекам. При еще больших удаленностях применяется способ, известный под названием "определение средних параллаксов"; в его основе лежит тот (эмпирически установленный) факт, что Солнце (и Земля вместе с ним) перемещается в пространстве относительно большого числа звезд по направлению к Веге в созвездии Лиры. Перемещение Солнца порождает у наблюдателя ощущение смещения близких к нам звезд; их кажущееся движение характеризуется некоторой кажущейся скоростью, а величина последней зависит от расстояния каждой звезды. Это точная аналогия кажущегося движения ландшафта, наблюдаемого из окна идущего поезда: ближняя зона местности "движется" быстрее, чем отдаленная. Поскольку наблюдение перспективного смещения звезд производится в течение ряда лет (к нашим дням период накопления точных фотографий звездного неба насчитывает почти сто лет), появляется возможность оценки звездных расстояний, намного превышающих те, что доступны прямым тригонометрическим методам, использующим в качестве базиса диаметр земной орбиты. Для этого совершенно необходимо, однако, отличать изменение положения звезд, возникающее вследствие движения Солнца (и Земли вместе с ним) по направлению к Веге, от относительного "собственного движения" отдельных звезд. Движение Солнца сквозь пространство выводится статистически из результатов наблюдений кажущегося движения очень большого числа звезд; остаточное систематическое движение приписывается подлинному движению Солнца. Вывести величины, характеризующие движение солнечной системы среди звезд, - дело сложное; оно требует большого числа наблюдений и большой вычислительной работы. Между тем совершенно таким же делом занят мозг человека, движущегося сквозь многолюдную площадь, или управляющего автомобилем в густом потоке движения, или ведущего самолет в строю других самолетов. Пределы способности мозга к обработке величин и направлений скоростей, заданных меняющейся перспективой множества объектов, движущихся относительно некоторой поверхности, неизвестны. Исследовать это было бы чрезвычайно интересно.
Рис. 77. В этом звездном скоплении видны объекты весьма разной яркости. В среднем чем дальше звезда, тем меньше ее блеск, но некоторые тусклые звезды на самом деле находятся близко, только их собственная светимость мала. Они кажутся далекими, но в действительности это не так
Расстояния до далеких звезд приходится измерять непрямыми способами, при которых применять геометрию уже нельзя. Все эти способы основаны на некоторых допущениях, не поддающихся прямой проверке.
Ясно, что если бы собственная светимость всех звезд была одинакова, то относительные расстояния до звезд можно было бы узнать довольно легко, исходя из универсального закона, связывающего блеск звезды с расстоянием до нее (видимый блеск обратно пропорционален квадрату расстояния). Но светимость звезд (их "абсолютная звездная величина") очень сильно варьирует, и поэтому видимый блеск звезды может служить лишь очень приблизительной оценкой ее удаленности. Все же звезды поддаются классификации: исходя из спектров звезд (и еще некоторых величин), их можно разбить на группы с известной светимостью. Тогда становится возможной и оценка расстояний по видимому блеску - при условии, что применяются верно выбранные константы для построения шкал оценки светимости звезды и учитываются все факторы, обусловливающие потерю света на пути от звезды к наблюдателю. Свет может ослабеть, проходя сквозь облака межзвездного газа, и это надо обязательно учитывать, чтобы не возникло ошибки в оценке расстояния, основанной на видимом блеске звезды. Неверно выбранная константа шкалы приведет к ошибке - и она будет похожа на те ошибки в оценке расстояний, которые совершаются зрением в тумане или в дыму.
Итак, необходимо сделать некоторые обоснованные допущения о самом объекте, о помехах на пути от объекта к наблюдателю и, наконец, о свойствах и калибровке самих измерительных приборов, прежде чем применять непрямые методы измерения, не опасаясь, что при этом возникнет систематическая ошибка. Ошибки такого рода, по-видимому, эквивалентны ошибкам перцептивного шкалирования, вследствие которых возникают иллюзии искажения.
Рис. 78. Спектры звезд различного типа. Солнце принадлежит к звездам среднего типа, к классу 0. Прочие спектральные типы звезд характеризуются либо меньшей, либо большей собственной светимостью
