Великая пустота
Самые большие объекты во вселенной заполнены ничем
Космос похож на губку; длинные сияющие нити, состоящие из тысяч и миллионов галактик, чередуются с войдами – черными провалами, в которых звездных скоплений намного меньше, чем в среднем. Правда, увидеть вселенную такой не дано никому: на каком бы участке «губки» ни находился наблюдатель, россыпь звезд и галактик будет казаться внутренней поверхностью сферы, в центре которой стоит смотрящий.
Астрономам в древности и вплоть до начала XX века небо казалось плоским: они умели определять расстояние только до самых близких астрономических объектов – Солнца, Луны, планет Солнечной системы и их крупных спутников; все остальное было недостижимо далеко – так далеко, что рассуждать о том, что ближе, а что дальше, не имело смысла. Только в начале XX века дальний космос начал приобретать объем: появлялись новые способы измерения расстояний до далеких звезд – и мы узнали, что кроме нашей галактики существует еще бессчетное множество звездных скоплений. А к концу века человечество обнаружило, что его родная галактика кружится в одном из просветов между нитями звездной «губки» – в месте, очень пустом даже по космическим меркам.
Из плоскости в объем
Человеческий глаз может отличить далекий объект от близкого, только если эти объекты не слишком удалены от наблюдателя. Дерево, растущее неподалеку, и гора на горизонте; человек, стоящий в строю перед смотрящим – и через сто человек от него. Понять, что далеко, а что близко, нам позволяют бинокулярность (с одним глазом это сделать тоже можно, но с меньшей точностью) и способность мозга оценивать параллакс – изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона.
Когда мы смотрим на звезды, все эти фокусы оказываются бесполезны. Располагая мощным телескопом, можно оценить расстояние до ближайших к Солнцу звезд с помощью параллакса, но на этом наши возможности заканчиваются. Максимум, достижимый с помощью этого метода, выполнил в 2007 году спутниковый телескоп Hipparcos, измеривший расстояние до миллиона звезд в окрестностях Солнца. Но если параллакс – ваше единственное оружие, то все, что дальше нескольких сотен тысяч парсеков, остается точками на внутренней поверхности сферы. Вернее, оставалось – до двадцатых годов прошлого века.
Первым человеком, придавшим глубину плоской картинке далекого космоса, стал эстонский астрофизик Эрнст Эпик, измеривший скорость вращения одного яркого звездного скопления и выведший из этой скорости расстояние до него. Оказалось, что это расстояние намного превосходит размер Млечного Пути, в то время определенный уже довольно точно, – а значит, не может быть его частью. Этим скоплением была галактика Андромеды, ближайший (кроме карликовых галактик-спутников) сосед Млечного Пути.
Измерить расстояния там, где метод параллакса бессилен, помогло свойство некоторых ярких звезд менять период изменения светимости от их звездной величины. Первые такие звезды обнаружили в созвездии Цефея, поэтому сейчас все они называются цефеидами; известные сегодня тысячи цефеид помогли определить расстояния до галактик, удаленность которых с помощью параллакса установить нельзя.
Новый шаг сделали астрономы, открывшие зависимость между расстоянием до астрономического объекта и смещением его спектральных линий в красную сторону (при сохранении расположения этих линий относительно друг друга). Эта заслуга обычно приписывается Эдвину Хабблу, но он открыл красное смещение благодаря работам пары десятков коллег. Измеряя красное смещение, можно установить расстояние до самых далеких из наблюдаемых объектов – даже скоплений галактик, в которых мы не можем различить ни одной переменной звезды, не говоря уже о том, чтобы измерить их годичный параллакс.