13.8

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.