Инопланетяне и инопланетные общества. Руководство для писателя по созданию внеземных форм жизни

Шмидт Стенли

Умножение разных степеней одного и того же числа (или основания) несложно: вы просто складываете показатели. Таким образом, 10² x 10⁴ = 10⁶. Чтобы разделить, вы вычитаете показатели: 10⁶ ? 10⁴ = 10². Эти правила позволяют вам получить значение отрицательных показателей: 10⁴ ? 10⁶ = 10^{– 2} = 0,01. Таким образом, длинные, трудночитаемые числа из предыдущего абзаца записываются более компактно и ясно как 3.121x10¹⁵ и 9.6x10¹².

Для измерений учёные обычно пользуются метрическими единицами — либо системы

МКС (метр, килограмм и секунда), либо СГС (сантиметр, грамм и секунда). В этой книге я буду большей частью следовать этой практике и предполагать, что вы изучали метрическую систему в школе; если же нет, ознакомьтесь с ней! Однако, поскольку многие из моих читателей — американцы, и им не так удобно иметь дело с метрическими измерениями, как следовало бы, я также буду иногда использовать английские единицы измерения, особенно если я пытаюсь выразить яркую мысленную картину чего-либо.

Существует также несколько специальных единиц, которые широко используют астрономы и спектроскописты. Длины волн (см. рис. 3-1), особенно те, которые относятся к частям спектра, в которые входят инфракрасные лучи, видимый свет, ультрафиолетовые и рентгеновские лучи, часто выражаются через единицу ангстрем (1 A = 10^{– 8} см = 10^{– 10} м).

Расстояния в границах Солнечной системы иногда выражаются в астрономических единицах (1 а.е. = средний радиус земной орбиты). В дальнейшем, при разговоре о других планетных системах, мы часто будем принимать многие величины, связанные с Землёй и Солнцем, и их взаимосвязью (такие, как масса, радиус орбиты и продолжительность года), численно равными 1. Как вы увидите в разделе «Вводный курс по созданию миров», в этом есть своё преимущество — такой подход легко даёт нам прямые сравнения других планет с нашей собственной.

Большие расстояния, например, между звёздами, часто измеряются с помощью одной из двух специальных единиц измерения. Световой год — это расстояние, которое проходит свет за один земной год. Поскольку скорость света (часто обозначаемая как c) очень близка к 3x108 м/сек, или 186 000 миль/сек, световой год — это около 9,46x10¹⁵ метров, или 5,87x10¹² миль.

Парсек (сокращенно «пк») — это сокращение от слов «параллакс» и «секунда». Он основан на простейшем методе измерения расстояний, а именно, на наблюдении объекта с двух точек зрения и измерении угла между двумя лучами зрения. Это метод, который вы используете в течение всего времени вашего бодрствования: ваш мозг измеряет угол между лучами зрения, когда два ваших глаза смотрят на один и тот же объект. Принцип измерения астрономического параллакса тот же, но две точки обзора — это не два глаза, а разные точки на орбите Земли на её пути вокруг Солнца. Парсек эквивалентен 3,26 световым годам. (Будьте особенно внимательны: световые годы и парсеки — это всегда меры расстояния. Это ни в коем случае не единицы времени, и использовать их в этом качестве, — это верный признак неподготовленности или небрежности писателя-фантаста!)

Температура измеряется в градусах Цельсия (C) или Кельвина (K). В обеих шкалах используется градус одинаковой величины (1,8 градуса по шкале Фаренгейта), но нулевые точки у них разные. 0° C — это точка замерзания воды, а абсолютный ноль (самая низкая возможная [или почти возможная] температура) равен -273° C. 0° K — абсолютный ноль, а вода замерзает при +273° K. Разница между двумя шкалами безусловно важна, когда речь идёт о поверхностях планет, но часто не имеет особого значения для звёзд, где температура составляет не менее 3000 градусов по любой из шкал.

Поскольку с увеличением расстояния свет становится «менее ярким», рассеивая свою энергию на большей площади, самый простой способ получить яркое изображение такого сильно удалённого объекта, как звезда, — это собрать как можно больше его света и сфокусировать его весь на изображении. Это основная функция телескопа и та причина, по которой в делах, касающихся телескопов, при прочих равных условиях, чем больше, тем лучше. Свет, допустим, с Денеба, падает на всей площади Земли с одинаковой интенсивностью (энергия на единицу

площади за единицу времени). Яркость изображения, создаваемого телескопом, определяется общей энергией, поступившей в фокус, и это просто интенсивность, умноженная на площадь основной линзы или зеркала (объектива) телескопа. Полностью открытый глаз человека обычно собирает свет из круглой области диаметром около 6 мм, поэтому 50-миллиметровый бинокль или телескопический объектив (как в биноклях 7 x 50) формирует изображение примерно в 70 раз ярче, чем вы можете увидеть без него. Двухсотдюймовый телескоп на горе Паломар даёт вам выигрыш в яркости более чем в 700 000 раз, или примерно на четырнадцать звёздных величин. Иными словами, это позволяет вам видеть звёзды величиной вплоть до примерно двадцатой, а не до шестой. (Здесь подразумевается прямое визуальное наблюдение, которым профессиональные астрономы пользуются редко. На самом же деле они находятся в ещё большем выигрыше и видят ещё больше звёзд, невидимых в ином случае, когда фиксируют их изображения с длительной выдержкой на чувствительных фотопластинках или плёнке.)

ЯРКОСТЬ ЗВЁЗД И ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА

Яркость звёзд выражает звёздная величина. Исторически сложилось так, что самые яркие звёзды неба описывались как звёзды «первой величины». Чуть менее ярким звёздам была присвоена «вторая величина», и так далее. Когда стало возможным количественное измерение яркости звёзд, эти термины стали ассоциироваться с точными числовыми значениями яркости, а также стало возможным присвоение им дробной величины, например, 1,6.

Технически шкала звёздных величин — логарифмическая, но обычно вам не придётся беспокоиться об этом. Существенные моменты заключаются в том, что 1) чем меньше звёздная величина, тем ярче звезда; и 2) разница в одну звёздную величину эквивалентна коэффициенту яркости 2,512 (корень пятой степени из 100). Таким образом, звезда 1,3-й звёздной величины в 2,512 раза ярче (т.е. даёт нам в 2,512 раза больше света), чем звезда 2,3-й величины, и в 100 раз ярче звезды 6,3-й звёздной величины. У вас также могут быть отрицательные значения звёздной величины. У звезды, которая в 100 раз ярче, чем эта 1,3, значение звёздной величины составляло бы 1,3 – 5 = -3,7. (Забавным побочным эффектом применения количественной шкалы будет то, что у Сириуса, самой яркой звезды на нашем небе, значение звёздной величины будет уже не 1, а -1,6.)

При хороших условиях наблюдения наш невооружённый глаз может разглядеть звёзды с величиной от отрицательной до примерно +6. Это видимые звёздные величины, измеряющие яркость такой, какой её видим мы, и зависящие как от природной яркости самой звезды, так и от её расстояния до нас. Свет подчиняется «закону обратной квадратичной зависимости»: его интенсивность (количество энергии, доставляемой на единицу площади за единицу времени) обратно пропорциональна расстоянию от источника. Например, если вы направите экспонометр на свечу в тёмной комнате с расстояния в один фут, а затем с расстояния в десять футов, количество света, измеренное вами на расстоянии десяти футов, будет составлять 1/100 от того, которое было на расстоянии одного фута. Объяснение этому простое. Свеча (или звезда) испускает определённое количество световой энергии каждую секунду, и по мере того, как она распространяется кнаружи от источника, это количество энергии распределяется по постоянно растущей сферической поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату её радиуса.

Для сравнения значений собственной яркости звёзд их выражают в абсолютных величинах. Абсолютная звёздная величина — это видимая величина, которую имела бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния. Это расстояние выбрано равным десяти парсекам.

Спектроскопы

Не менее важным, чем телескоп, является другой инструмент, который часто используется совместно с ним — спектроскоп. Свет — это форма электромагнитного излучения, разновидность волны, возникающей всякий раз, когда вибрируют электрические заряды (см. рис. 3-1). Свет от реального источника вроде горячего лагерного костра или далёкой звезды обычно содержит смесь длин волн (или, что эквивалентно, частот). Задача спектроскопа состоит в том, чтобы показать вам, какое количество света каждой длины волны излучает источник.