Собственно говоря, Гершель открыл свою новую планету, Уран, именно пытаясь определить этот так называемый звездный параллакс. Различия в положениях звезд чрезвычайно малы, и для выявления такого сдвига необходимы телескопы достаточной точности. Первые успешные измерения были произведены только в 1830-х гг., когда немецкий астроном и математик Фридрих Бессель зарегистрировал первое точное наблюдение звездного параллакса. Чтобы применить эту технику к близлежащим звездам, астроном должен предположить, что удаленные звезды, по существу, находятся на единой небесной стене, охватывающей Вселенную, – приблизительно в соответствии с древнегреческой моделью. Дело в том, что в контексте задачи определения параллакса близлежащих звезд наиболее удаленные звезды кажутся неподвижными и их можно использовать в качестве фона, на котором выявляют движение звезд не столь удаленных.
Бессель сравнил летнее и зимнее положения звезды под названием 61 Лебедя, построил треугольник, образованный этой звездой и двумя соответствующими точками орбиты Земли, и рассчитал углы этого треугольника. Затем, используя известное расстояние от Земли до Солнца и математические методы тригонометрии, астрономы смогли получить первую оценку расстояния между ближайшими звездами и Землей. В соответствии с вычислениями Бесселя звезда 61 Лебедя находится в 660 000 раз дальше от Земли, чем Солнце. Ошибка его расчетов составила около 10 %. По современным данным, расстояние до 61 Лебедя в 721 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца и составляет 11,41 светового года. Но результаты, полученные Бесселем, были достаточно близки к истине, чтобы дать первое представление о глубине космоса.
Впоследствии были произведены расчеты положения еще более близких звезд. Ближайшая из известных нам звезд была замечена только в 1915 г. шотландским астрономом Робертом Иннесом. Свет Проксимы Центавра слишком слаб, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, что и было причиной столь позднего ее обнаружения. Однако вычисления ее параллакса показали, что эта звезда находится на расстоянии, превышающем расстояние от Земли до Солнца в 268 326 раз, то есть равном 4,24 светового года.
Метод звездного параллакса позволил начать отцеплять некоторые из звезд от моей небесной сферы и приближать их к Земле. Если звезда находится менее чем в 400 световых лет от нас, этот метод работает. Но в большинстве своем звезды по-прежнему казались такими же далекими, как если бы они были приклеены к моей бумажной модели. Следующий большой шаг к краю Вселенной был сделан благодаря анализу длин волн света, доходящего до нас от этих звезд.
Среди миров, в мерцании светил
Чем дальше от нас находится звезда, тем менее ярким кажется ее свет. Но использование этого критерия для определения расстояния до звезды связано с одной проблемой. Как узнать, смотрим ли мы на яркую, но удаленную звезду, подобную 61 Лебедя, которую можно увидеть невооруженным глазом, или на звезду более тусклую, но и более близкую, подобную Проксиме Центавра? Видимую яркость определяет сочетание действительной яркости и расстояния от данной звезды до Земли. Как же астрономы могут использовать яркость для определения расстояний? Оказывается, что цвет света, испускаемого звездой, во многих случаях дает достаточно информации для выяснения, насколько яркой она должна быть, и, измерив ее видимую яркость, мы можем определить, на каком расстоянии находится эта звезда.
Измеряя характеристики света, доходящего от звезд, и анализируя его частоты, ученые обнаружили отсутствие некоторых характерных частот. Свет, имеющий такие частоты, поглощается определенными атомами в составе звезды. Этот метод стал ключевым доводом, опровергшим знаменитое заявление Конта о том, что мы никогда не сможем узнать химический состав звезд. Но его также можно использовать и для вычисления яркости звезды. Рассмотрев близлежащие звезды, удаленность и, следовательно, действительная яркость которых была известна, астрономы обнаружили непосредственную связь между частотами, поглощаемыми звездой, и яркостью ее свечения.
Из этого открытия следовало, что недостающие в спектре света звезды частоты можно использовать в качестве меры ее абсолютной светимости. Теперь астрономы могли изучать звезды, расположенные слишком далеко для применения метода параллакса. Определив их недостающие частоты и видимую светимость, можно было определить, на каком расстоянии от нас такие звезды находятся. Это дало астрономам гораздо более ясное представление об истинной глубине космоса.
Однако наилучший способ измерения расстояний во Вселенной был получен от весьма особой пульсирующей звезды. Звезды, называемые цефеидами, мерцают, и в 1912 г. американский астроном Генриетта Ливитт открыла, как такие мерцающие звезды можно использовать для ориентации во Вселенной. В это время она работала в обсерватории Гарвардского университета, но не астрономом, а «вычислителем» – она извлекала данные из фотопластинок и получала за эту работу 30 центов в час. К работе на телескопах женщин не допускали. Ей поручили проанализировать звезды, яркость которых в течение некоторого временного промежутка увеличивалась и уменьшалась. Ливитт стало интересно, существует ли какая-либо закономерность в пульсации этих звезд, и она сосредоточила свое внимание на группе звезд, которые были расположены в Малом Магеллановом Облаке, а потому, как предполагалось, находились на приблизительно одинаковых расстояниях от Земли.
Построив зависимость светимости от длительности периода пульсации, Ливитт обнаружила чрезвычайно явную закономерность. Время пульсации цефеиды коррелировало с ее светимостью: чем длиннее был период пульсации, тем ярче горела звезда. Таким образом, для определения действительной яркости цефеиды достаточно было измерить период ее пульсации, что значительно легче, чем измерять недостающие частоты ее спектра. Такие звезды идеально подходили для измерения расстояний.
Если такая цефеида пульсирует медленно, но выглядит тусклой, это означает, что она расположена очень далеко от нас; кажущаяся яркой и быстро пульсирующая цефеида выглядит такой яркой потому, что она находится близко. С появлением этих новых средств измерения Вселенная стала приобретать определенную форму. Все новые и новые звезды откреплялись от небесного свода и занимали свои места на постепенно проявляющейся карте Млечного Пути. При этом выяснилось, что наша собственная звезда, Солнце, ютится в дальнем углу гигантского спиралевидного скопления звезд.
Но ограничивается ли этим Вселенная? Например, в ней можно увидеть световые пятна, похожие не на одиночные звезды, а на свет, исходящий от сотен миллиардов звезд. Принадлежат ли такие звездные облака к нашей Галактике, Млечному Пути, или же они образуют другую галактику, подобную нашей, но совершенно отдельную от нее? Первой из таких областей космоса, ставшей предметом исследования, было маленькое звездное скопление, обнаруженное в X в. персидским астрономом ас-Суфи. Настолько яркое, что его можно было увидеть невооруженным глазом, оно стало известно как туманность Андромеды. Предположение о том, что это и другие облака могут на самом деле представлять собой самостоятельные галактики, было впервые высказано в 1750 г. английским астрономом Томасом Райтом. Прочитав об идеях Райта, Иммануил Кант выразил их в романтической формулировке «островной вселенной».
Споры о природе таких звездных облаков не утихали годами и достигли наивысшего накала в прямой дискуссии между противоборствующими группами, ныне известной под названием «Великого спора». Он проходил в 1920 г. в Национальном музее естественной истории Смитсоновского института в Вашингтоне. На повестке дня стоял вопрос о размере и масштабах Вселенной. Астроном Харлоу Шепли доказывал, что такие скопления могут светить настолько ярко, только если они являются частью нашей же Галактики. Гебер Кертис возражал, что число новых – катастрофических ядерных вспышек, происходящих в звездах, – отмеченных в этом скоплении, превосходит число подобных событий, зарегистрированных во всей нашей Галактике. Как настолько богатая новыми область может быть частью нашей Галактики?
В конце концов туманность Андромеды пришлось убрать из нашей Галактики: наблюдения американского астронома Эдвина Хаббла доказали, что она является самостоятельной галактикой, отдельной от нашей. В 1925 г. Хаббл работал в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии и использовал телескоп Хукера, крупнейший телескоп своего рода на этот момент, для анализа расстояния до туманности Андромеды.
Хаббл заметил, в частности, одну звезду, которую можно было использовать для вычисления этого расстояния. В центре туманности располагалась одна из цефеид, которые исследовала Ливитт. Эта звезда пульсировала, становясь тусклее и ярче с периодом в 31 день. Согласно анализу Ливитт, она должна была быть очень яркой, но в телескопе выглядела чрезвычайно тусклой. Сочетание периода пульсирования и измеренного значения видимой светимости звезды показало, что она находится на расстоянии 2,5 миллиона световых лет от Солнца. Максимальное расчетное расстояние между звездами Млечного Пути составляет 100 000 световых лет. Открытие Ливитт в сочетании с вычислениями Хаббла самым решительным образом изменило наше представление о Вселенной. Она оказалась значительно больше, чем кто-либо мог вообразить.
