Когда я впервые задумалась о том, насколько огромна Вселенная, мой разум просто отказался воспринимать эти цифры. Сто пятьдесят миллионов километров до Солнца — это ещё можно как-то представить, хотя и с трудом. Но когда речь заходит о сорока триллионах километров до Проксимы Центавра или о двадцати четырёх миллионах триллионов километров до туманности Андромеды, воображение пасует. Астрономы давно отказались от попыток записывать подобные величины в привычном виде и перешли на световые годы и парсеки. Один световой год — это примерно девять с половиной триллионов километров, а парсек — чуть больше тридцати триллионов. Но меня всегда мучил другой вопрос: каким образом учёные вообще сумели определить, что космические объекты находятся настолько далеко? Ведь никто никогда не летал к звёздам с рулеткой.
Параллакс — первый ключ к звёздным расстояниям
Человечество знало о том, что звёзды расположены чрезвычайно далеко, уже несколько столетий, однако истинный масштаб этих расстояний оставался загадкой вплоть до начала девятнадцатого века. Переломный момент наступил, когда несколько исследователей независимо друг от друга предложили использовать явление параллакса. Суть его проста: если смотреть на один и тот же объект из двух разных точек, его видимое положение относительно фона меняется. Чем больше расстояние между точками наблюдения, тем заметнее это смещение и тем точнее можно рассчитать дистанцию до цели.
Я сама не раз замечала этот эффект в обычной жизни. Когда едешь в поезде или автомобиле, деревья у обочины проносятся мимо с бешеной скоростью, а холмы на горизонте словно застыли на месте. Именно эта разница в кажущейся скорости движения и есть проявление параллакса. Первые оптические дальномеры работали по такому же принципу: наблюдатель смотрел на объект через два разнесённых окна, затем с помощью тригонометрии и известного расстояния между окнами вычислял дистанцию до цели.
Этот метод, который также называют триангуляцией, имеет одно важное ограничение. Чем дальше находится объект, тем длиннее должна быть базовая линия — расстояние между двумя точками наблюдения. Для земных объектов это не проблема: можно разнести наблюдательные пункты на несколько метров или километров. Но когда речь заходит о звёздах, даже расстояние между континентами оказывается смехотворно малым. Однако учёные нашли элегантное решение, не требующее строительства гигантских конструкций. Земля сама движется по орбите вокруг Солнца, и если провести первое измерение положения звезды, а затем повторить его через полгода, когда планета окажется на противоположной стороне орбиты, базовая линия составит около трёхсот миллионов километров. Даже такая колоссальная по земным меркам дистанция ничтожна в межзвёздных масштабах, но её хватило, чтобы доказать: звёзды находятся от нас в световых годах.
К сожалению, у триангуляции есть предел возможностей. На расстояниях свыше ста световых лет точность метода резко падает, и он становится непригодным для изучения более далёких областей Млечного Пути, не говоря уже о других галактиках. Для этих целей астрономам пришлось изобрести принципиально иной подход, который появился только в двадцатом веке.
Цефеиды и рождение стандартных свечей
История этого открытия началась с Генриетты Свон Ливитт — дочери пастора и одной из первых женщин, получивших возможность работать в обсерватории Гарвардского университета. Мне всегда импонировала её история, ведь в те времена женщинам в науке приходилось преодолевать невероятные барьеры. Ливитт изучала гигантские переменные звёзды, которые сегодня известны как цефеиды. Она наблюдала за изменениями их яркости в Малом Магеллановом Облаке — неправильной карликовой галактике, обращающейся вокруг Млечного Пути.
Цефеиды представляют собой массивные звёзды, чья яркость пульсирует с удивительной регулярностью.
После нескольких лет кропотливых измерений исследовательница обнаружила поразительную закономерность. Яркость двадцати пяти наблюдаемых объектов возрастала и убывала с чётко выраженными периодами, и существовала прямая связь: чем ярче была звезда, тем длиннее оказывался период её пульсации. Поскольку все эти переменные звёзды находились в одной галактике, Ливитт сделала вывод, что они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, а различия в периодах связаны с их истинной, а не кажущейся яркостью. Эта истинная яркость, в свою очередь, определяется массой и плотностью конкретной звезды.
Какое отношение это имеет к измерению космических расстояний? Всё очень логично. Когда я гуляю вечером по освещённой улице, дальние фонари кажутся заметно тускнее ближних. Это явление называется видимой яркостью, и она убывает пропорционально квадрату расстояния. Если знать истинную мощность источника света, то, сравнив её с видимой яркостью, можно вычислить, как далеко он находится. Открытие Ливитт позволило астрономам определять абсолютную яркость цефеиды по периоду её пульсаций, а значит — рассчитывать расстояние до неё. А поскольку цефеида находится в какой-то галактике или скоплении, мы автоматически узнаём расстояние и до всей этой структуры.
От шаровых скоплений к сверхновым
Переменные звёзды быстро превратились в своеобразные космические маяки, которые астрономы назвали стандартными свечами. Метод отлично работает на дистанциях до пятнадцати миллионов световых лет — это значительно больше, чем возможности триангуляции. Благодаря цефеидам учёные получили довольно точные данные о расположении нескольких десятков галактик в нашей Местной группе. Но для изучения ещё более удалённых структур потребовались более мощные источники света, чем одиночная цефеида.
На этом этапе в игру вступили шаровые скопления — сферические концентрации звёзд, которые часто встречаются на окраинах галактик. Изучив близлежащие скопления с помощью уже отработанных методов, астрономы обнаружили, что некоторые их типы обладают очень схожей яркостью. Это дало науке новые, более крупные стандартные свечи, эффективные на расстояниях до ста миллионов световых лет. Впечатляющий прогресс, но всё ещё недостаточный, ведь наблюдаемая Вселенная простирается гораздо дальше.
У исследователей есть ещё два типа стандартных свечей для самых далёких измерений. Первый — это целые галактики, точнее, те из них, что доминируют в своих группах. Второй, и пожалуй, самый впечатляющий — сверхновые типа Ia. Эти характерные взрывы происходят исключительно в двойных звёздных системах и обладают удивительным постоянством своих характеристик. Их высокая энергия делает сверхновые типа Ia отличными кандидатами на роль стандартных свечей для далёких галактик. Правда, есть нюанс: такие взрывы случаются нечасто, и чтобы зафиксировать их в конкретной галактике, нужно время и определённая доля везения. Тем не менее именно благодаря им мы знаем распределение структур в радиусе миллиарда световых лет от Земли с точностью до пяти процентов.
Красное смещение и закон Хаббла-Леметра
Для самых далёких объектов, к которым относятся активные галактики — квазары, астрономы используют красное смещение и закон Хаббла-Леметра. Эти две физические концепции лежат в основе современной космологии и связаны с постоянным расширением Вселенной. Американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что очень далёкие галактики удаляются от нас и друг от друга, и свидетельства этого движения скрыты в их свете.
Световая волна обладает свойством изменять свою длину в зависимости от направления движения источника относительно наблюдателя. Если спектр галактики смещается в сторону фиолетового, это признак того, что она приближается к Земле. Если же смещение происходит в противоположном направлении — в сторону красного, значит, галактика от нас удаляется. И чем сильнее это смещение, тем быстрее происходит убегание. Зная этот принцип, современные астрономы определили текущую скорость расширения Вселенной, её приблизительные размеры и расстояния до самых дальних из когда-либо обнаруженных квазаров. Меня до сих пор поражает, насколько изящно человеческий разум сумел выстроить целую лестницу космических расстояний — от простого параллакса до тончайших измерений красного смещения, позволяющих заглянуть в самые отдалённые уголки мироздания.