Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Пикеринг поручил Ливитт просматривать фотоснимки переменных звезд, называемых так потому, что их яркость периодически изменяется. У Гарварда была обсерватория в Перу, и Ливитт просматривала полученные оттуда фотоснимки с образцами звезд Малого Магелланова Облака (ММО), которые, наряду со звездами Большого Магелланова Облака (БМО), можно наблюдать только в Южном полушарии.

Сравнивая фотопластинки с изображениями 16 звезд-гигантов, называемых цефеидами (или переменными звездами), Ливитт сделала открытие, значимость которого впоследствии оказалась огромной. Она заметила, что длительность периода изменения блеска, то есть времени, которое проходит между пиками светимости, прямо пропорциональна светимости звезды. Поскольку эти звезды находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, она рассудила, что наблюдаемая светимость цефеид ММО должна напрямую зависеть от их истинной светимости. Ливитт обнаружила связь между периодом и пиковой светимостью, благодаря чему стало возможно измерять расстояния, значительно большие, чем те, которые можно измерить, используя параллакс.

Ливитт пришлось отложить свою работу из-за хронической болезни. Однако к 1912 году ее коллекция пополнилась еще девятью цефеидами из ММО, и она опубликовала статью на три страницы в № 173 Циркуляра Гарвардской обсерватории. В статье содержался график, на котором в логарифмическом масштабе отображалась связь между периодом и яркостью цефеид. Этот график стал известен как зависимость «период — светимость» {105} 105 Bartusiak Marcia. The Day We Found the Universe. — New York: Pantheon Books, 2009. — Chap. 6; Byers Nina and Wuiams Gary A. Out of the Shadows: Contributions of Twentieth-Century Women to Physics. — Cambridge, UK; New York: Cambridge University Press, 2006. .

В 1908 году Джордж Эллери Хейл установил в калифорнийской обсерватории «Маунт-Вилсон» самый мощный телескоп тех времен — 60-дюймовый рефлектор, направленный в кристально чистое ночное небо над Лос-Анджелесом. В 1912 году новым сотрудником обсерватории стал Харлоу Шепли. Родом из сельской местности штата Миссури, он в прошлом работал криминальным репортером, но впоследствии окончил Принстонский университет, получив докторскую степень по астрономии. Шепли интересовали шаровые скопления — сферические звездные системы, содержащие сотни, а иногда и тысячи звезд.

Ему (или его жене Марте, астроному-любителю) удалось обнаружить в этих скоплениях множество тусклых голубых гигантов. Сравнивая их наблюдаемую светимость со светимостью звезд того же типа, находящихся недалеко от Солнца, он определил, что они расположены на расстоянии не менее 50 тыс. световых лет от нас — на два порядка дальше, чем наиболее удаленные звезды, расстояние до которых было рассчитано с помощью параллакса.

К сожалению, в шаровых скоплениях либо совсем не было цефеид, либо их было очень мало. Более того, Шепли обнаружил, что периоды некоторых цефеид намного короче, чем периоды цефеид из ММО, о которых писала Ливитт. Из-за этого Шепли вначале колебался, стоит ли применять открытую Ливитт зависимость «период — светимость» к цефеидам с более короткими периодами. Однако он был ученым не робкого десятка и все же рискнул. Он измерил расстояния до цефеид, которые обнаружил на фотографиях своих шаровых скоплений, применив выявленную Ливитт зависимость «период — светимость».

Это делается так: вначале измеряется период цефеиды. Из зависимости «период — светимость» выводится истинная светимость звезды. Звезда излучает свет в направлении поверхности воображаемой сферы с увеличивающимся радиусом г, при этом количество энергии на единицу площади снижается с увеличением площади сферы по формуле 1/r 2согласно закону сохранения энергии. Таким образом, сравнивая измеренное значение светимости с наблюдаемым, можно определить расстояние до звезды.

Расстояния до скоплений, в которых не было цефеид или они были слишком тусклыми, чтобы измерить их светимость, Шепли оценивал, используя в качестве ориентира наиболее яркие звезды. Если нельзя было различить отдельные звезды в скоплении, он измерял расстояние, исходя из размеров скоплений.

Используя эти методы, Шепли определил, что Млечный Путь имеет форму эллипса и простирается примерно на 300 тыс. световых лет в ширину. Он сделал вывод, что это, должно быть, и есть вся Вселенная. Все его воображение не смогло помочь ему представить Вселенную больше этих размеров.

Шепли обратил внимание на то, что центр распределения шаровых скоплений находится не в районе Земли. Центр оказался ближе к созвездию Стрельца. (Он был не первым, кому это пришло в голову.) По оценкам Шепли, Солнце располагалось на расстоянии 65 тыс. световых лет от центра Галактики.

На самом деле Шепли несколько переоценил эти расстояния. Согласно последним данным, диаметр Млечного Пути составляет 100–120 тыс. световых лет, а наше Солнце лежит в 27 тыс. световых лет от центра Галактики.

Персиваль Лоуэлл был выходцем из знатной массачусетской семьи колонистов, высадившихся в Бостоне в 1639 году. Он всю жизнь увлекался Марсом и построил в Аризоне обсерваторию, чтобы проверить возможность существования на Красной планете искусственных водных путей, или каналов, построенных древней марсианской цивилизацией. В 1877 году итальянский астроном Джованни Скиапарелли (1835–1910) сообщил о темных полосах на поверхности Марса, которые он назвал каналами (имея в виду природные, а не искусственные каналы). В отличие от большинства астрономов, Лоуэлл отнесся к этому сообщению серьезно и написал на эту тему три книги, популяризовавшие идею о жизни на Марсе. Обсерваторию построили на Марсианском холме высотой 7250 футов, что было на 3 тыс. футов (1000 м) выше горы Гамильтон и на 1,5 тыс. футов (500 м) — горы Вилсон.

Лоуэлл приобрел спектроскоп, который был несколько совершеннее модели, используемой в Ликской обсерватории. Однако у него на вооружении был всего лишь 24-дюймовый телескоп-рефрактор — не самое подходящее приспособление для исследования спектров.

В 1909 году Лоуэлл нанял молодого Весто Слайфера, недавнего выпускника университета штата Индиана. Слайфер проработал в обсерватории до самого ухода на пенсию в 1954 году, в течение 38 лет занимая должность ее директора.

Благодаря настойчивости и мастерству Слайфера ненадежное оборудование стало работать намного лучше. Слайфер делал преимущественно то, что просил Лоуэлл, то есть занимался в основном планетарной астрономией. Однако в 1909 году Лоуэлл поручил Слайферу составить спектрограмму объекта, который он называл белой туманностью, подразумевая спиральную туманность. У Слайфера нашлось на это время только в 1912 году, и он начал делать серию снимков галактики Андромеды, крупнейшей спиральной туманности, видимой в небе, используя четыре разные фотопластинки. В январе 1913 года он получил следующие результаты: спектр Андромеды характеризуется фиолетовым смещением, то есть смещением в сторону коротких волн. Предполагая, что в основе этого эффекта лежит доплеровское смещение, Слайфер рассчитал, что Андромеда приближается к нам со скоростью, а точнее, лучевой скоростью 300 км/с {106} 106 Vesto M. Slipher, Spectrographic Observations of Nebulae // Popular Astronomy 23.1915: 21–24. . Он был близок к истине — современные астрономы оценивают эту скорость в 301 км/с.