Размеры Вселенной почти невообразимы. Нетрудно представить расстояние от Лондона до Нью-Йорка и от Нью-Йорка до Австралии; даже Луна не кажется немыслимо далекой, поскольку расстояние до нее только в 10 раз больше, чем длина пути кругосветного путешествия. Но попытка вообразить себе, что такое «миллион километров», обречена на неудачу, а миллион километров -это очень небольшое расстояние по космическим масштабам.

Ранние оценки расстояний

Древние люди не имели ни малейшего понятия о космических масштабах, однако они сумели довольно точно определить размеры самой Земли. Как только была отвергнута старая концепция Вселенной с Землей в ее центре, оценки расстояний стали более реалистичны. Джованни Кассини (1625-1712) определил расстояние между Землей и Солнцем в 138 млн. км, что довольно близко к действительной величине. Астрономы решили принять расстояние между Землей и Солнцем за одну астрономическую единицу, ее измерение стало важной задачей.
В основе всех методов определения этого расстояния лежит третий закон Кеплера, устанавливающий зависимость между периодом обращения планеты и ее расстоянием от Солнца. Период обращения Земли был известен – 365,25 суток, а периоды других планет можно было определить из наблюдений – 687 суток для Марса и т.д. В результате удалось построить полную масштабную модель Солнечной системы. Таким образом, определив расстояние от Земли до любой планеты (например, Марса или Венеры), по третьему закону Кеплера можно вычислить расстояние между Землей и Солнцем.

Представление о параллаксе

Очевидным способом определения расстояний между Землей и любой планетой служит способ параллакса, известный также в топографии. Если не слишком удаленный объект наблюдается на фоне более удаленных, то его положение относительно них будет изменяться в зависимости от положения наблюдателя. Если известно расстояние между двумя точками наблюдения и измерены углы между направлением на объект и прямой, соединяющей точки наблюдений, то с помощью тригонометрии можно вычислить высоту треугольника, т.е. расстояние до небесного тела.
Эдмунд Галл ей, второй английский королевский астроном, предложил использовать прохождения Венеры для определения абсолютных расстояний между планетами. В редких случаях, когда мы видим с Земли Венеру проходящей перед Солнцем, она выглядит маленьким темным пятном на фоне солнечного диска. Попытки осуществить это определение во время прохождений в 1761 и 1769 годах принесли лишь частичный успех. (Путешествие капитана Кука в южные моря в 1769 г. было предпринято специально для наблюдения прохождения Венеры.) Следующие прохождения были в 1874 и 1882 годах; результаты всех измерений совпали, дав величину астрономической единицы около 150 млн. км.
Однако, когда Венера проходит через диск Солнца, наблюдателю кажется, что за ней тянется темная – полоска, искажающая форму планетного диска. Когда эта так называемая «черная капля» исчезает, прохождение уже идет, и, значит, в измерения вкралась значительная ошибка. В 1877 г. была предпринята попытка определить параллаксы трех астероидов – Ириса, Виктории и Сафо, – которые, подобно звездам, выглядят точками. В 1931 г. была разработана международная программа наблюдений для точного определения параллакса астероида Эрос, проходившего на расстоянии 24 млн. км от Земли.
Новые методы включают использование радиолокации. Радиолокатор излучает импульс в направлении удаленного объекта и принимает отраженный от него сигнал. Радиоволны распространяются со скоростью света, а поскольку эта скорость постоянна, по интервалу времени между излучением импульса и приходом отраженного сигнала можно рассчитать расстояние до объекта. Планета Венера досягаема для метода радиолокации. Длина астрономической единицы, полученная этим новым методом, равна 149600000 км.

Проблемы картирования звезд

Определение расстояний до звезд – иная проблема, для решения которой также используется параллакс. Если близкая звезда наблюдается с интервалом в 6 месяцев, то она показывает параллактический сдвиг на фоне звезд, поскольку за это время Земля переместится из одной точки орбиты в противоположную, создавая тем самым «базис» в 300 млн. км. Именно этот метод был применен Бесселем, который в 1838 г. установил, что расстояние до одной слабой звезды в созвездии Лебедя равно 11 световым годам. (Один световой годрасстояние, которое луч света проходит за год, он равен 9 460000 млн. км.)
Метод параллаксов пригоден только для самых близких звезд, но для звезд, находящихся на расстояниях свыше сотен световых лет, параллактическое смещение становится слишком малым, чтобы его можно было измерить. В этих случаях приходится использовать менее прямые методы. Спектроскопические исследования дают истинную светимость звезды, сопоставив которую с ее видимой яркостью (видимой звездной величиной) можно получить расстояние. Сейчас известно, что диаметр нашей Галактики составляет около 100000 световых лет.
Но наша Галактика не единственная. Расплывчатые пятнышки на небе, которые называют туманностями, бывают двух видов: одни разрешаются на звезды, а другие – нет. В 1845 г. лорд Росс (1800-1867), используя 183-сантиметровый телескоп, обнаружил, что многие туманности – спиральные, и в настоящее время твердо установлено, что спирали – это внешние, звездные системы, удаленные на миллионы световых лет.