Космос и хаос. Что должен знать современный человек о прошлом, настоящем и будущем Вселенной

Когда в середине позапрошлого века удалось определить расстояние до ближайших звезд, немедленно возник вопрос, как далеко они простираются. Невооруженным глазом можно увидеть около шести тысяч звезд, но когда Галилей посмотрел на небо в свою примитивную зрительную трубу, он сразу же обнаружил, что звезды понатыканы куда гуще. Просто многие представители этого славного семейства настолько слабы, что разглядеть их без помощи телескопа нет никакой возможности. Современная астрономическая техника позволяет различать звезды 25-й величины. Кроме того, уже во времена Гершеля стало ясно, что звезды распределяются в пространстве очень неравномерно. Если посмотреть на небо в темную безлунную ночь, можно заметить слабое туманное свечение, опоясывающее весь небосвод от горизонта до горизонта. К сожалению, яркие городские огни не позволяют разглядеть его как следует (электрификация, с точки зрения астронома, вообще сомнительное благо), но где-нибудь в деревенской глуши можно без большого труда увидеть мягко светящуюся молочную полосу, пересекающую ночное небо. Древние греки называли ее galaktikos («млечный, молочный»), а римляне – via lactea, что в буквальном переводе означает «млечный путь». Происхождение этого названия связано с античным мифом о струе молока, которая брызнула на небо из груди богини Геры, жены Зевса, когда она отпихнула от себя младенца Геракла.

В направлении Млечного Пути можно насчитать гораздо больше звезд, чем в любой другой части небосвода, поэтому Гершель резонно предположил, что звезды не распределяются равномерно, а собраны в компактную структуру, имеющую форму двояковыпуклой линзы. По мнению Гершеля, наша звездная система (впоследствии ее стали называть Галактикой) могла содержать около 300 миллионов звезд и иметь в поперечнике 15 тысяч световых лет (не забудем, что первые звездные параллаксы были измерены только через 16 лет после смерти Гершеля). Сегодня мы знаем, что наша галактика Млечный Путь (или просто Галактика с прописной буквы) значительно больше: ее диаметр составляет 100 тысяч световых лет, а количество звезд доходит до 200 миллиардов (впрочем, численность звездного населения, по оценкам разных авторов, колеблется в широких пределах – от 150 до 400 миллиардов звезд).

Здесь необходимо сделать небольшое отступление и рассказать читателю, каким образом были вычислены эти параметры. Поскольку параллактическое смещение с большим трудом удается измерить даже у ближайших звезд, определение параллакса у объектов, удаленных более чем на 100 световых лет, становится практически неразрешимой задачей. Параллакс – это величина, производная от собственного движения звезды, поэтому понятно, что чем дальше звезда находится, тем труднее уловить ее перемещение по небосводу. Не вдаваясь в детали, скажем, что астрономов выручила так называемая цефеидная шкала. Цефеидами называются пульсирующие переменные звезды, которые строго периодически меняют свой блеск на одну-две звездных величины (мощность излучения возрастает в 2,5–6 раз по сравнению с минимумом). Вообще-то различных переменных звезд существует множество; одна из самых известных – это красный гигант омикрон Кита, открытый еще в конце XVI века немецким астрономом Давидом Фабрициусом. Эта звезда в несколько раз меняет свой блеск с периодом около 11 месяцев, поэтому ее назвали Мирой (в переводе с латыни – «удивительная»). Однако наибольшее значение для астрофизиков имеют короткопериодические переменные звезды с периодом от суток до месяца (обычно около недели). Именно такова дельта Цефея, меняющая блеск с периодом 5,37 суток, которая дала свое имя всему семейству подобных звезд.

В начале прошлого века американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила правильную зависимость между светимостью и периодом некоторых цефеид. Чем больше был период, тем больше энергии звезда излучала в единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости «период – светимость», ученые смогли рассчитать расстояние до цефеиды. Сначала были установлены относительные расстояния (во сколько раз одна звезда ближе или дальше другой), а затем и абсолютные, с учетом лучевой скорости цефеид (в спектре звезды, приближающейся или удаляющейся по лучу зрения происходит смещение спектральных линий). Астрофизики получили надежный масштаб. А совсем недавно на помощь астрономам пришли сверхновые определенного типа (типа 1а), светимость которых лежит в очень узких пределах. Об этих звездах, получивших название «стандартных свечей», подробно рассказано в главе «И тьма пришла».