Как указывает биограф Суон-Ливитт Джордж Джонсон, для астрономии эта фраза имеет такое же значение, как для биологии ремарка Фрэнсиса Крика и Джеймса Уотсона[134] в конце их знаменитой работы о ДНК: «От нашего внимания не укрылось то, что специфическое спаривание, которое мы постулировали, одновременно позволяет сделать предположение о механизме копирования генетического материала». Их открытие стало ключом к пониманию сути самой жизни, а открытие Ливитт – ключом к пониманию сути Вселенной.
Ее фраза так важна потому, что если периоды (время, проходящее между пиками яркости) некоторого класса переменных звезд связаны с их яркостью, то для определения яркости достаточно измерить продолжительность периода светила. Однако здесь есть сложность. Это соотношение необходимо калибровать. Нужно найти как минимум одного представителя конкретного семейства звезд, расстояние до которого каким-то образом уже известно. Найдя на Млечном Пути звезды, подобные этим переменным, мы можем с помощью соотношения периода и яркости утверждать, что одна из них, скажем, вдвое ярче другой и потому должна находиться дальше от нас, чтобы выглядеть так тускло, как она смотрится сейчас, но точные расстояния до каждой из них без такой калибровки мы узнать не сможем. Однако если знать расстояния до нескольких таких звезд, можно узнать их абсолютную величину и использовать измерения периодов других членов того же звездного семейства, чтобы измерить их абсолютные величины и сопоставить их с воспринимаемой яркостью, чтобы получить расстояния. В случае с Магеллановыми облаками делать поправку на ухудшение видимости из-за расстояния не приходится, потому что эти туманности (как мы знаем сейчас и как догадывалась Суон-Ливитт и ее современники) находятся настолько далеко от нас, что это ухудшение можно считать единым для всех звезд в этих туманностях. Расстояние от одного края Магеллановых облаков до другого составляет лишь небольшой процент от расстояния от нас до них. Обнаруженное исследовательницей семейство звезд сегодня известно как цефеиды: источником названия послужил классический пример такого светила, находящегося в созвездии Цефея и известного как Дельта Цефея. В 1780-х годах ее изучал английский астроном Джон Гудрайк[135].
Работа Суон-Ливитт продвигалась чрезвычайно медленно, поскольку она была очень слаба здоровьем, к тому же в 1911 году потеряла отца. Но к 1912 году ей удалось найти в Малом Магеллановом облаке 25 переменных звезд, демонстрировавших четкое соотношение между яркостью и периодом, которое можно было изобразить на простом графике. Этого было бы достаточно, чтобы применить такое соотношение для измерения расстояний по всему Млечному Пути, если бы дистанцию между нами и хотя бы одной ближней цефеидой удалось измерить напрямую. К сожалению, на достаточно близком к нам расстоянии не нашлось ни одной звезды, дистанцию до которой можно было определить с помощью параллакса доступными тогда телескопами[136], не подошла даже самая близкая Полярная звезда. Поэтому важнейший первый шаг на пути калибровки расстояний до цефеид был сделан (Эйнаром Герцшпрунгом) с помощью более грубой и прямой техники под названием «статистический параллакс». Это ловкий и на удивление точный метод, если применить его к достаточному количеству звезд. Он предполагает довольно пристальное наблюдение за множеством светил, например, в открытом звездном скоплении, чтобы измерить их движение от года к году в угловых единицах. Все звезды движутся примерно в одном направлении, но они приближаются к нам или удаляются от нас с разной скоростью. Она может быть измерена напрямую с помощью уже знакомого нам доплеровского эффекта, а отсюда можно получить представление о масштабе скоростей звезд в отношении друг друга. Логично сделать вывод, что скорость, с которой светила смещаются по небу относительно наблюдателя, в среднем аналогична той, с которой они приближаются или удаляются. Таким образом, вычтя из скорости смещения относительно наблюдателя доплеровское смещение, получаем истинную скорость смещения относительно наблюдателя. А ее уже можно соотнести с углом, на который звезды смещаются каждый год, и получить расстояние до них.
В 1913 году Герцшпрунг применил этот прием, чтобы измерить расстояние до нескольких цефеид, откалибровать шкалу расстояний Суон-Ливитт и определить удаленность от нас Малого Магелланова облака. Он получил ответ в 30 тысяч световых лет (почти 10 тыс. парсек), но из-за опечатки в его статье был опубликован результат в 3000 световых лет. Для астрономов того времени оценка в 30 тысяч световых лет была невообразимо огромной. И хотя по разным причинам впоследствии оказалось, что истинное расстояние почти в десять раз больше, эти измерения положили начало переоценке размеров Млечного Пути и нашего места во Вселенной.
Долгий и сложный путь
К началу XX века в понимании природы Млечного Пути астрономы недалеко ушли от Гершеля, а в чем-то и сделали шаг назад. Поэтому в 1906 году голландский астроном Якобус Каптейн[137] начинал практически с нуля, разрабатывая план исследований структуры Млечного Пути путем подсчета числа звезд с различными величинами, спектральными типами, радиальными (доплеровскими, лучевыми) скоростями и боковым (истинным) движением в различных частях неба. В проекте использовались данные более чем сорока обсерваторий, он шел к завершению больше десяти лет. Но в его вычислениях содержалась серьезная ошибка. Хотя к тому времени было известно, что между звездами присутствует материя, Каптейн недостаточно учитывал вызываемое ею потускнение звезд (межзвездное покраснение); впрочем, этот эффект оставался малоизученным вплоть до 1930-х годов. И когда в 1920 году Каптейн опубликовал результаты, они содержали примерно ту же «туманную» картину окружающего нас мира, которую описывал Гершель, только с большей детализацией. Млечный Путь все еще представлялся ученым звездной системой в виде диска с Солнцем где-то возле его центра. Считалось общепринятым, что если Млечный Путь и не заключает в себе всю Вселенную, то все «внешние» туманности наверняка представляют собой его относительно небольшие и близкие спутники. Но уже к тому времени, когда Каптейн опубликовал свои выводы, картина начинала меняться. Сначала появилось понимание, что Солнце не находится в центре Млечного Пути.
Человеком, осознавшим это, был Харлоу Шепли, работавший тогда в калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсона. Он быстро воспользовался открытием Суон-Ливитт о соотношении периода и яркости цефеид, однако сначала зашел в тупик; но мы не будем останавливаться на этом. В 1918 году Шепли сообщил, что ему удалось измерить расстояние до нескольких относительно близких к нам шаровых звездных скоплений с помощью этого соотношения, а используя расстояние, он смог определить яркость (абсолютную величину) самых ярких звезд в этих скоплениях. Они оказались очень близки друг к другу (это неудивительно, поскольку величина звезд имеет ограничения: на каком-то этапе разрастания они взрываются), и ему удалось рассчитать расстояния до других шаровых скоплений, измерив яркость самых ярких звезд в них. Затем, уже с меньшей точностью, он оценил расстояния до еще более удаленных звездных скоплений, предположив, что у них всех сопоставимый диаметр и расстояние до них можно определить по воспринимаемому размеру. Эти измерения не нуждались в серьезных поправках на межзвездное покраснение, поскольку шаровые скопления находятся выше и ниже самой плотной и самой запыленной части нашей Галактики. Изучив распределение шаровых скоплений в космосе, Шепли пришел к выводу, что они образуют сферу с центром в точке, расположенной в направлении созвездия Стрельца. Эта точка, указал он (и был прав), видимо, и есть истинный центр Млечного Пути, в то время как Солнце и его система располагаются на периферии Галактики.
Шепли также использовал измеренные им расстояния, чтобы определить дистанцию от нас до центра Млечного Пути, но здесь он серьезно промахнулся. Сегодня мы знаем, что звезды, использованные им на первом этапе расчетов, были на самом деле не цефеидами, а похожей на них семьей переменных звезд типа RR Лиры. Они более тусклые, чем цефеиды, поэтому расположены ближе, чем думал Шепли. В итоге его вычисления представили нашу Галактику слишком большой. Он полагал, что центр Млечного Пути расположен от нас в 20 тысячах парсеках (примерно 65 тысяч световых лет), а диаметр всего галактического диска составляет около 90 тысяч парсек (300 тысяч световых лет). Это в сто раз больше, чем думали предшественники. Мысль о том, что Галактика столь огромна, придавала вес идее о том, что все прочие туманности – лишь спутники Млечного Пути, и Шепли поддержал эту аргументацию, рассчитав яркость того, что он счел новыми звездами во внешних туманностях.
