ояние до этой звезды как 10,4 светового года, что очень близко к современному значению. Это расстояние — 100 триллионов километров — наглядно показывает, каким крошечным выглядит наш мир в сравнении с окружающей его Вселенной.
Но уменьшение масштабов человечества на этом не закончилось. Большинство звезд, даже в нашей собственной Галактике, не показывают измеримого параллакса, из чего следует, что они находятся от нас намного дальше, чем 61 Лебедя. Но если параллакс не удается зарегистрировать и измерить, метод триангуляции перестает работать. Конечно, космические аппараты могли бы обеспечить нам базис и подлиннее, но не на несколько порядков — а именно такая базовая линия потребовалась бы для измерения расстояния до галактик и далеких звезд. Астрономам, чтобы продолжить подъем по лестнице космических расстояний, необходимо было придумать что-то принципиально новое.
Работать приходится с тем, что есть под рукой. Единственное свойство звезды, которое всегда можно увидеть и измерить, — ее блеск, или видимая яркость. Эта характеристика звезды зависит от двух факторов: от ее реальной яркости — светимости — и от расстояния до нее. Яркость, подобно гравитации, уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Если звезда с той же светимостью, что и 61 Лебедя, имеет видимую яркость в девять раз ниже, то расстояние до нее должно быть втрое больше.
К несчастью, светимость зависит от типа звезды и ее размера, от того, какие именно в ней идут ядерные реакции. Чтобы метод определения расстояния по видимому блеску работал, нам обязательно нужна «стандартная свеча», или эталонный источник света, — тип звезд, светимость которых известна или может быть определена вне зависимости от расстояния до звезды. Именно эту проблему удалось решить Ливитт. В 1920-е годы она работала у Пикеринга в роли расчетчика — этакого человека-компьютера, в скучные обязанности которого входило измерение и каталогизация светимостей звезд в собрании фотопластинок астрономической обсерватории Гарвардского колледжа.
Светимость большинства звезд не меняется во времени, но бывают и переменные звезды, вызывающие к себе, естественно, особый интерес астрономов: их видимая яркость возрастает и падает в правильном периодическом цикле. Ливитт провела специальное исследование переменных звезд. Звезды могут быть переменными по двум основным причинам. Многие звезды являются двойными — два светила обращаются вокруг общего центра масс. Если Земля по случайному совпадению располагается в плоскости их орбит, то эти звезды время от времени — через регулярные промежутки — проходят одна перед другой. Когда это происходит, получается, по существу, затмение: одна звезда заслоняет собой другую и на время блокирует ее свет. Такие «затменные двойные звезды» являются переменными, а распознать их можно по тому, как меняется наблюдаемая яркость: короткие провалы на общем стабильном фоне. Эти звезды не могут служить эталонами светимости.
Однако другой тип переменных звезд выглядит более перспективным в этом смысле. Речь идет об истинно — физически — переменных звездах. Существуют звезды, энергетический выход ядерных реакций в которых меняется периодически, раз за разом повторяя одну и ту же последовательность изменений. Свет, испускаемый ими, тоже меняется периодически, но истинные переменные звезды можно отличить, поскольку у них изменения светимости не имеют характера кратковременных провалов.
Ливитт исследовала один из типов переменных звезд, известный как цефеиды, поскольку первой такой звездой была δ Цефея. Применив хитроумные статистические методы, Ливитт выяснила, что у тусклых цефеид период колебаний светимости меньше, чем у более ярких, причем соотношение светимости и периода ее колебаний подчиняется вполне конкретному математическому правилу. Некоторые цефеиды располагаются достаточно близко к нам, чтобы иметь измеримый параллакс, так что Ливитт смогла вычислить расстояние до них и, соответственно, их светимость. После этого она применила формулу, связывающую период и светимость звезды, и распространила результат на все цефеиды.
Цефеиды и стали тем эталонным источником, которого так не хватало астрономам. Вместе с прилагаемой «линейкой» — формулой, описывающей изменение видимой яркости звезды в зависимости от расстояния до нее, — они позволили нам подняться еще на одну ступеньку лестницы космических расстояний. Для преодоления каждой ступеньки этой лестницы требовались и наблюдения, и теоретические изыскания, и математические суждения: теория чисел, геометрия, статистика, оптика, астрофизика. Но заключительный шаг — поистине гигантский — был еще впереди.
12. Великая небесная река
Вон там, смотри, Галактика,
Что называют Млечный Путь
За белизну.
В древности никакого уличного освещения не было, за исключением редких факелов и случайных костров, и не заметить в небе самую поразительную его черту было практически невозможно. Сегодня единственный способ увидеть это — пожить или хотя бы погостить где-нибудь, где нет или по крайней мере мало искусственного освещения. Ночное небо в таких местах все усыпано яркими искрами звезд, но при этом через все небо проходит широкая, неправильной формы полоса света, больше похожая на реку, чем на россыпь сияющих точек. С точки зрения древних египтян, это и была река — небесный аналог Нила. Сегодня мы по-прежнему называем эту небесную полосу Млечным Путем, что говорит о том, какие ассоциации она вызывала у наших предков. Астрономы называют космическую структуру, которая видна нам как Млечный Путь, Галактикой; слово это происходит от древнегреческих galaxias (молочный) и kyklos galaktikos (молочный круг).
Астрономам понадобилось не одно тысячелетие, чтобы понять, что этот размытый молочный след через все небо представляет собой, каким бы странным это ни казалось, гигантскую полосу звезд, настолько далеких, что глаз не в состоянии разделить их на отдельные точки. Полоса на небе — на самом деле двояковыпуклый диск, видимый с ребра, а мы находимся внутри его.
Изучая небо при помощи все более мощных телескопов, астрономы обратили внимание на другие слабые размытые пятнышки, совсем непохожие на звезды. Некоторые из них видны невооруженным глазом: персидский астроном X века Абдуррахман ас-Суфи описал галактику Андромеды как небольшое облачко, а в 964 году включил Большое Магелланово Облако в свою «Книгу неподвижных звезд». Западные астрономы первоначально называли эти слабые размытые пятнышки туманностями.
Сегодня мы знаем их как галактики. Нашу собственную галактику мы называем Галактикой с большой буквы, или галактикой Млечный Путь. Галактики — самые многочисленные во Вселенной крупные структуры, объединяющие в себе звезды. Многие из них демонстрируют поразительные формы — спиральные рукава, происхождение которых до сих пор считается неясным. Несмотря на многочисленность, многие их особенности мы до конца не понимаем.
В 1744 году Шарль Мессье составил первый систематический каталог туманностей. В первой его версии было 45 объектов, а в версии 1781 года их число увеличилось до 103. Вскоре после публикации этого варианта Мессье и его ассистент Пьер Мешен открыли еще несколько таких объектов. Мессье обратил внимание на особенно заметную туманность в созвездии Андромеды. Она известна теперь как M31, поскольку значилась под номером 31 в его списке.
Но каталогизация — это одно, а понимание — совершенно другое. Что же такое туманность?
Еще в 400 году до нашей эры греческий философ Демокрит предположил, что Млечный Путь — это совокупность крохотных звезд. Он также высказал идею о том, что вещество состоит из крохотных невидимых атомов. Демокритова теория Млечного Пути пребывала в забвении, пока в 1750 году Томас Райт не опубликовал свою «Оригинальную теорию, или Новую гипотезу Вселенной». Райт возродил предположение о том, что Млечный Путь представляет собой диск из звезд, расположенных слишком далеко от нас, чтобы их можно было различить по отдельности. Ему также пришло в голову, что туманности могут представлять собой нечто подобное. В 1755 году философ Иммануил Кант переименовал туманности в «островные вселенные», признав тем самым, что эти туманные пятнышки составлены из бесчисленных звезд, еще более далеких, чем звезды Млечного Пути.
В период с 1783 по 1802 год Уильям Гершель нашел еще 2500 туманностей. В 1845 году лорд Росс при помощи своего нового телескопа, очень внушительного и большого, разглядел в нескольких туманностях отдельные точечные источники света — первое значимое свидетельство того, что Райт и Кант, возможно, были правы. Но само это предположение оставалось на редкость спорным. Вопрос о том, находятся ли эти светлые пятнышки вне Млечного Пути — и, мало того, представляет ли собой Млечный Путь всю Вселенную, — оставался открытым еще в 1920 году, когда Харлоу Шепли и Хебер Кёртис проводили в Смитсоновском музее жаркие дебаты на эту тему.
Шепли считал, что Млечный Путь — это и есть Вселенная. Он утверждал, что если M31 — это такая же галактика, как Млечный Путь, то ее должны отделять от нас примерно 100 млн световых лет, а такое расстояние считалось слишком большим, чтобы в него можно было поверить. Вдобавок Адриан ван Маанен утверждал, что наблюдал вращение туманности Вертушка (M101). Если бы она находилась от нас так далеко, как предсказывала теория Кёртиса, то некоторые части ее должны были бы двигаться со сверхсветовой скоростью. Но еще одним гвоздем в крышку гроба стала новая в M31 — одна-единственная взорвавшаяся звезда, которая короткое время излучала больше света, чем вся туманность[65]. Трудно было представить себе, как одна звезда может сиять сильнее, чем миллионы других звезд, вместе взятые.
Этот спор разрешил в 1924 году Хаббл при помощи эталонных источников, обнаруженных Ливитт. В 1924 году он воспользовался телескопом Хукера — самым мощным из доступных на тот момент, — чтобы пронаблюдать цефеиды в M31. Связь между периодом и светимостью, найденная Ливитт, помогла ему определить, что расстояние до них составляет 1 млн световых лет. Это сразу поместило M31 далеко за пределами Млечного Пути. Шепли и другие астрономы пытались отговорить Хаббла от публикации таких абсурдных результатов, но тот не стал слушать советов и опубликовал их — сначала в