Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности - [9]

Спектр звезды также содержит скрытые подсказки о ее движении, заключающиеся в небольших сдвигах частоты (цвета) излучения за счет так называемого эффекта Доплера – того самого, который превращает сигнал проезжающего мимо автомобиля в характерное «вжи-и-и-и-у-у-у…»: частота выше, когда автомобиль приближается к вам, а затем становится ниже, когда он начинает удаляться. В отличие от Солнца, большинство звезд состоит в устойчивых парных отношениях, кружась друг вокруг друга по постоянной орбите. Часто это кружение можно заметить благодаря эффекту Доплера, который заставляет спектральные линии звезд двигаться взад и вперед при каждом обороте. Величина этого смещения показывает скорость движения, а наблюдая за двумя звездами, можно иногда измерить расстояние между ними. В совокупности эта информация позволяет показать еще один замечательный фокус: мы можем взвешивать звезды, не помещая их на весы, а применяя ньютоновы законы движения и тяготения для вычисления того, насколько массивными должны быть звезды, чтобы двигаться по наблюдаемым орбитам. В некоторых случаях доплеровские смещения позволяют обнаружить планеты, обращающиеся вокруг звезды. Если планета проходит на фоне звезды, небольшое уменьшение звездного блеска позволяет определить размер планеты, а небольшое изменение в спектральных линиях показывает, есть ли у планеты атмосфера и из чего она состоит. Спектры – это благодатный дар природы. Определение ширины спектральных линий у звезд заданной температуры позволяет измерить газовое давление. А по тому, как спектральные линии расщепляются на две или более линий, можно измерить напряженность магнитного поля на поверхности звезды.

Подведем итоги. Вся имеющаяся у нас информация о звездах получена от доходящего до Земли слабого света, однако вдумчивая детективная работа позволила нам извлечь из него сведения о расстоянии до звезд, их размерах, массе, составе, температуре, давлении, магнетизме и о наличии у них планетных систем. То, что человеческий разум смог узнать все это из, казалось бы, непостижимых белых точек, – это триумф, который, я думаю, заставил бы гордиться собой даже Шерлока Холмса и Эркюля Пуаро!

Расстояние до галактик

Моя бабушка Сигне умерла в возрасте 102 лет. Я некоторое время раздумывал о ее жизни, и меня поразило, что она выросла в другом мире. Когда она пошла в колледж, известная нам Вселенная представляла собой лишь Солнечную систему и облако звезд вокруг нее. Она и ее друзья, вероятно, думали об этих звездах как о невообразимо далеких объектах: свет от ближайших из них идет к нам несколько лет, а от самых далеких – тысячи лет. Все это по современным меркам может считаться нашим уютным космическим двориком.

Если в ее колледже были астрономы, они могли рассуждать о туманностях – размытых облакоподобных объектах в ночном небе, среди которых попадались красивые спиральные формы, вроде изображений на знаменитом полотне Ван Гога «Звездная ночь». Что это за объекты? Многие астрономы считали их скучными межзвездными газовыми облаками, но некоторые придерживались более радикальных взглядов – они полагали, что это «островные вселенные», которые сегодня мы называем галактиками – огромные группы звезд, находящиеся столь далеко, что они не видны по отдельности в телескоп и поэтому кажутся туманной дымкой. Чтобы разрешить этот спор, астрономам требовалось измерить расстояние до некоторых туманностей. Но как это сделать?

Метод параллакса, который работал для ближайших звезд, не годился для туманностей: они настолько далеко, что их параллактические углы слишком малы для измерения. Как еще можно измерить большие расстояния? Если посмотреть в телескоп на далекую лампочку, можно заметить, что на ней напечатано «100 ватт», и это все, что вам нужно: просто воспользуйтесь законом обратных квадратов и вычислите, как далеко она должна находиться, чтобы иметь наблюдаемую яркость. Астрономы называют такие полезные объекты известной светимости стандартными свечами. Применяя вышеупомянутый детективный метод, астрономы с сожалением обнаружили, что звезды вовсе не стандартизированы: некоторые светят в миллион раз ярче Солнца, а другие в тысячу раз слабее. Однако если вы сможете, наблюдая звезду, увидеть, что на ней написано «4 × 10²⁶ ватт» (корректная маркировка для нашего Солнца), у вас появится стандартная свеча и возможность вычислить расстояние до нее точно так же, как до лампочки. К счастью, природа снабдила нас особым типом полезных в этом отношении звезд – их называют цефеидами. Это переменные звезды, светимость которых колеблется во времени из-за того, что они меняются в размерах. В 1912 году гарвардский астроном Генриетта Соун Ливитт обнаружила, что темп их пульсаций может служить ваттметром: чем больше дней проходит между двумя последовательными пульсациями, тем больше излучается ватт световой энергии.

У цефеид есть также то преимущество, что, будучи достаточно яркими, они видны на огромных расстояниях (некоторые из них светят в 100 тыс. раз ярче Солнца). Американский астроном Эдвин Хаббл открыл несколько таких звезд в Туманности Андромеды – диффузном пятнышке размером с Луну, которое можно увидеть невооруженным глазом, если забраться подальше от городских огней. Используя калифорнийский телескоп Хукера (его 2,5-метровое зеркало было тогда крупнейшим в мире), он измерил периоды их пульсации, рассчитал с помощью формулы Ливитт, какой они обладают светимостью, сравнил с их видимым блеском и вычислил расстояния до них. Когда он рассказал о своих результатах на конференции в 1925 году, у многих отвисли челюсти: он доказал, что Туманность Андромеды – это галактика примерно в 1 млн световых лет от нас, в тысячу раз дальше самых далеких звезд, которые моя бабушка видела на ночном небе! Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды находится еще дальше – примерно в 3 млн световых лет, так что Хаббл невольно продолжил традицию ошибочной недооценки расстояний, идущую от Аристарха Самосского и Коперника.