В 1944 году Бааде также обнаружил, что переменные цефеиды тоже делятся на два типа, связанных с Населениями. Цефеиды Населения I сегодня известны как классические, а Населения II – как тип W Девы (по характерному представителю). Каждый вид обладает особым соотношением периода и светимости, но в целом цефеиды типа W Девы более тусклые, чем классические. В 1944 году это открытие не изменило представления астрономов о космологической шкале расстояний, поскольку Хаббл изучал классические цефеиды, подобные находящимся в нашей части Млечного Пути, и это не вызвало противоречий в его работе. Но, как только появились более современные технологии, были сделаны открытия, изменившие астрономическую картину Вселенной.
На этот раз новой технологией стал еще более крупный и совершенный телескоп – пятиметровый рефлектор на горе Паломар[166], введенный в строй в 1948 году и на протяжении последующих сорока пяти лет остававшийся самым мощным прибором такого типа на Земле (он и сейчас работает и приносит большую пользу науке). Перенеся весь свой опыт на новую технику и применяя лучшие из доступных фототехнологий, Бааде с уверенностью взялся за исследование переменных типа RR Лиры в галактике Андромеды. Эти звезды менее яркие, чем цефеиды, но очень удобны для определения расстояний. Их часто можно найти в шаровых скоплениях, и Бааде был уверен, что обнаружит их и в туманности Андромеды. Но не обнаружил. Он смог вычленить в шаровых скоплениях самые яркие звезды, но тусклых переменных типа RR Лиры не увидел. Если допустить, что красные гиганты, наблюдаемые Бааде в шаровых скоплениях галактики Андромеды, обладают теми же характеристиками, что и находящиеся в шаровых скоплениях нашей Галактики, переменные типа RR Лиры действительно нельзя было бы обнаружить доступными астроному приборами из-за их тусклости. Но чтобы быть столь тусклыми, красные гиганты должны находиться на значительно большем расстоянии, чем то, которое Хаббл определил для туманности Андромеды. Причина ошибки вскоре стала ясна, и она отсылала ученых к изначальному процессу определения дистанций до цефеид, который придумал Шепли за тридцать лет до того.
В ходе поиска логики в расстояниях Шепли использовал данные для каждой цефеиды, которую смог найти. К сожалению, ему попадались цефеиды и из Населения I, и из Населения II – к концу 1940-х годов это стало понятно. Эти звезды Населения I ярче, и можно подумать, что это сделало бы ошибку Шепли очевидной. Но они находятся в диске Млечного Пути, где много пыли (больше, чем предполагалось во времена Шепли), что мешает их рассмотреть. Цефеиды Населения II располагаются выше и ниже галактического диска, пыли там меньше. Шепли просто не повезло: наблюдаемые им более яркие звезды оказались затемненными пылью почти точно до уровня светимости менее ярких. Выходит, что Хаббл рассматривал цефеиды Населения I (классические), применяя к ним принципы расчета расстояний, в действительности относящиеся к цефеидам Населения II (типа W Девы). Использованные в его вычислениях звезды были ярче, чем ему казалось. Чтобы выглядеть настолько тускло, они должны быть значительно дальше от нас. Выходило, что туманность Андромеды находится на примерно вдвое большем расстоянии от нас, чем предполагал Хаббл, и что точно такой же коррекции следует подвергнуть всю шкалу расстояний во Вселенной, сократив постоянную Хаббла примерно до 250 км в секунду на Мпк. Объявленный в 1952 году результат исследований Бааде произвел эффект разорвавшейся бомбы и попал на первые полосы газет: размеры Вселенной внезапно удвоились! Но, что даже еще более важно, удвоился ее возраст: он составил почти 4 млрд лет, что уже не так сильно отличалось от ранее рассчитанного возраста Земли. Даже в 1952 году еще не было точно известно, сколько лет звездам, и 5 млрд представлялись разумным предположением: оставшийся разрыв не вызывал особых сомнений. Но в течение 1950-х годов оценки возраста Вселенной продолжили расти, а для звезд они росли еще быстрее; при этом противостоящая теории Большого взрыва стационарная модель Вселенной не собиралась сдавать позиции.
Наследник Хаббла
Коррекции возраста Вселенной в большую сторону в 1950–1960-х годах основывались на уточнении постоянной Хаббла. Основной вклад в этот процесс внес еще один американец, Аллан Сэндидж[167], ставший научным наследником Хаббла и доведший использование пятиметрового телескопа до совершенства.
Сэндидж еще в юности знал, что Вселенная расширяется. Он родился в Айова-Сити в 1926 году, всего за год до появления работы Леметра о взаимосвязи красного смещения и расстояния и за три года до признания этой идеи законом Хаббла. Он открыл для себя астрономию в девять лет, когда посмотрел на ночное небо через телескоп школьного товарища. В старших классах Аллан прочел книгу Хаббла «Царство туманностей» и эддингтоновскую «Расширяющуюся Вселенную». В 1944 году он был призван на флот и вынужден прервать учебу, но после демобилизации в 1945-м пошел в Иллинойсский университет, окончил его в 1948 году и поступил в аспирантуру Калтеха. Интерес молодого ученого к космологии возник благодаря Фреду Хойлу, который во времена его студенчества читал в Калтехе курс как приглашенный лектор. Сэндидж защитил диссертацию под руководством Вальтера Бааде в 1953 году, как раз когда тот «удвоил размер Вселенной». К этому моменту он уже трудился в Маунт-Вилсоне и Паломаре над проектом Эдвина Хаббла, одного из героев своих школьных лет. Сэндидж проработал в этой обсерватории всю свою жизнь.
Проект, в котором был задействован Сэндидж, был попыткой измерить, насколько Вселенная плоская, то есть соответствует ли истинная Вселенная модели Эйнштейна – де Ситтера. По сути, это была трехмерная аналогия подсчета степени плоскости двухмерной поверхности, например листка бумаги. На плоской поверхности, как нас учат в школе, сумма углов треугольника равняется 180 градусам, и, если нам известны длины сторон треугольника, мы можем узнать его площадь. На поверхности замкнутой сферы сумма углов треугольника больше 180 градусов, а его площадь, соответственно, больше привычной. На незамкнутой поверхности, изогнутой наподобие седла или горного ущелья, сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а площадь меньше привычной.
В трехмерной модели измеряются не площади, а объемы. Если пространство выпуклое или вогнутое, число галактик на различных расстояниях от нас будет отличаться от их количества в плоском пространстве. Сэндиджу был поручен подсчет галактик с помощью фотопластинок, отснятых широкоугольным телескопом под названием камера Шмидта[168]. Этот прибор мог снимать на одну пластинку большой участок неба, в то время как пятиметровый телескоп был способен видеть дальше, но лишь в одной точке. Пластинки Шмидта не содержали информации о красном смещении, но Хаббл полагал (и был прав), что в качестве первого приближения более тусклые галактики можно считать более удаленными. Подсчет и сортировка были как раз подходящим заданием для аспиранта: кропотливая, скрупулезная механическая работа, дающая шанс на упоминание в конце научного труда руководителя.
Сначала Сэндидж выполнял подсчеты, даже не посещая саму обсерваторию. Затем, летом 1949 года, Хаббл перенес инфаркт и врачи временно запретили ему подниматься в горы. Сэндидж и еще один аспирант Хэлтон Арп[169] были отправлены на обучение самостоятельным наблюдениям под руководством Вальтера Бааде, поскольку было очевидно: даже если Хаббл сможет вернуться к работе, ему потребуется помощь[170]. Они занялись проектом с применением фотографирования и анализа шаровых скоплений с помощью сначала полутораметрового телескопа, а затем, доказав свою состоятельность как наблюдатели, 2,5-метрового. Именно за это исследование Сэндидж получил докторскую степень, проявив себя первоклассным наблюдателем. В 1952 году он первым изучил технику на основе времени отхода от главной последовательности, которая, как показано в главе 4, стала ключом к измерению возраста шаровых скоплений.
К тому моменту, однако, Сэндидж уже работал ассистентом Хаббла. Последний собирался организовать массированную атаку на шкалу космических расстояний, опираясь на открытие Бааде и пытаясь дополнительно уточнить значение постоянной Хаббла, что помогло бы (хотя такой цели он себе и не ставил) определить возраст Вселенной. Сэндидж уже работал с пятиметровым телескопом, осуществляя наблюдения, которые Хаббл собирался провести сам, но уже не мог, хотя с октября 1950 года врачи и разрешили ему иногда подниматься в обсерваторию. В 1952 году Сэндиджа официально назначили на платную должность астронома-ассистента, но он уехал на год в Принстон, чтобы развить там свое открытие закономерностей отхода от главной последовательности. Он намеревался перейти от него к изучению звездной эволюции. Но вскоре после его возвращения в Калтех в сентябре 1953 года Хаббл умер от второго инфаркта, немного не дожив до своего шестидесятичетырехлетия. Хьюмасону и Бааде тоже было уже за шестьдесят, и пора было передавать бразды правления следующему поколению астрономов, наиболее перспективным из которых и был Сэндидж. Он принял руководство из чувства долга, без особого желания:
