Если открытие Урана было удачей, то эту новую планету нужно было найти силой чистой логики, воплощенной в математике Ньютона. До сих пор астрономы брали известное положение планет и использовали математические формулы для расчета их орбит. Теперь эту процедуру нужно было запустить в обратном направлении. За движением Урана следили несколько десятилетий, и задача состояла в определении такого места, в котором могла бы находиться планета, объясняющая странности траектории Урана.
С математической точки зрения задача была чрезвычайно непростой, но нашлись два теоретика, которые приняли этот вызов: это были Джон Куч Адамс в Англии и Урбен Леверье во Франции. Им обоим удалось обратить задачу и определить, где, по их мнению, могла находиться новая планета. К сентябрю 1845 г. Адамс завершил свои вычисления и обратился к английским астрономам, чтобы они попытались найти новую планету. Видимо, отсутствие у Адамса солидной репутации и его довольно нелюбезные манеры (возможно, проявление синдрома Аспергера) не внушали авторитетным ученым особого доверия. Королевский астроном был к тому же отвлечен скандальным делом об убийстве, в котором был замешан один из его ассистентов. В результате на английском берегу Ла-Манша предсказания Адамса оставили без внимания. Леверье закончил свои расчеты только в июне 1846 г. и также натолкнулся на невозможность убедить руководство французских обсерваторий в необходимости тратить ценное время работы телескопов на поиски гипотетической планеты. Поэтому Леверье обратился за помощью в Берлинскую обсерваторию.
Немецкие астрономы оказались более отзывчивыми. 23 сентября 1846 г. Иоганн Готфрид Галле направил свой телескоп, изготовленный компанией Фраунгофера, в то место ночного неба, в котором, по расчетам Леверье, должна была находиться новая планета. И благополучно обнаружил в нем светящуюся точку, не нанесенную ни на какую из звездных карт, бывших в обсерватории. На следующую ночь точка переместилась… в точности на то расстояние, которое предсказывали вычисления Леверье.
Многие встретили сообщение об открытии очередной планеты с энтузиазмом, но английские астрономы, не сумевшие развить успех Адамса, выглядели довольно глупо. Гершель[72], ставший к этому времени членом Наблюдательного совета Королевской обсерватории в Гринвиче, попытался собрать доказательства того, что Адамс сделал свое предсказание первым. Это привело к еще более яростному спору за приоритет. Наименование планеты превратилось в политический футбол: французы хотели назвать ее в честь Леверье, а англичане возражали против нарушения традиции наименования планет именами римских богов. В конце концов международное сообщество сошлось на названии Нептун.
Могущество математики, позволяющее ей делать подобные предсказания, удивительно. Как иронично заметил астроном Франсуа Араго, Леверье открыл Нептун «на кончике своего пера». Разумеется, для подтверждения соответствия его теории реальности потребовались наблюдения, которые Галле произвел в Берлинской обсерватории.
Будучи прикованы к поверхности Земли, мы тем не менее смогли достичь края Солнечной системы. На какое же расстояние можно исследовать дальнейшее пространство? Хотя телескопы позволили нам дойти до этой точки, они также выявили, что у дальности нашего зрения существуют теоретические пределы, поскольку, как выяснилось, свету требуется некоторое время, чтобы добраться до нас.
Космическое ограничение скорости
Телескоп сыграл решающую роль в разрешении одного спора, не утихавшего со времен Античности. Распространяется ли свет в пространстве мгновенно, или же его перемещение из одного места в другое занимает какое-то время? Аристотель, например, не верил, что свет движется. Либо он есть, либо его нет. Другие соглашались с ним. Древние греки полагали, что зрение сводится к перемещению света из глаза на видимый объект. Если это так, рассуждал математик Герон Александрийский, то свет должен распространяться мгновенно. Иначе как мы можем, открыв глаза, сразу видеть далекие звезды?
Идею о том, что свет движется в обратном направлении, от объекта к глазу, предложил в своей «Книге оптики» арабский ученый Ибн аль-Хайсам[73]. Но даже если свет и перемещается в обратном направлении, многие по-прежнему считали, что он распространяется с бесконечно большой скоростью. Однако Галилей не был в этом уверен. Он предположил, что если распространение света от источника занимает некоторое время, то это время наверняка можно измерить. Он предложил открывать светильник и отмечать, через какое время его станет видно на расстоянии нескольких миль. Масштаб, предложенный Галилеем, был слишком мал, чтобы заметить какую-либо задержку; Декарт увеличил его. Он понял, что если перемещение света к Земле от Солнца и от Луны занимает какое-то время, то время наступления лунных затмений должно несколько отличаться от ожидаемого. Однако таких отклонений обнаружено не было. И Галилей, и Декарт были правы: просто свет распространяется так быстро, что расстояния до Солнца и Луны были все еще слишком малы, чтобы какие-либо расхождения можно было заметить.
Доказательство того, что распространение света в пространстве действительно занимает определенное время, было в конце концов получено не от нашей Луны, а от лун, обращающихся вокруг Юпитера. Галилей предложил использовать луны Юпитера в хитроумном решении проблемы определения долготы. Для этого нужно было измерять время, используя момент входа Ио, ближайшего к Юпитеру спутника, в тень этой планеты. Ио обращается вокруг Юпитера за 42,5 часа, достаточно регулярно, чтобы служить космическими часами. Если составить таблицу времен, в которые такие затмения видны из Флоренции, то, измерив времена затмения в другом месте, можно определить его долготу относительно Флоренции. Этот метод не прижился для определения долготы на море – а в то время это было важной нерешенной задачей, – но использовался для определения долготы на суше.
В 1676 г. датский астроном Оле Рёмер открыл конечную скорость света при помощи лун Юпитера. Работая в Парижской обсерватории, он отмечал время, в которое Ио исчезала в тени Юпитера. Оказалось, что такое время зависит от положения Земли на орбите вокруг Солнца. Когда Земля и Юпитер находились по разные стороны от Солнца, наблюдалась задержка. Рёмер понял, что она связана с тем, что прохождение света до Земли занимает больше времени, чем в случаях, в которых Земля и Юпитер находятся с одной и той же стороны от Солнца. Об открытии объявил 22 августа 1676 г. в Королевской академии наук Парижа директор обсерватории Джованни Кассини. Он объяснил, что астрономам придется изменить таблицы, предсказывающие время затмений Ио:
Это, вероятно, связано с тем, что свету требуется какое-то время, чтобы дойти от спутника до наблюдателя; для пересечения расстояния, равного половине диаметра земной орбиты, свету, по-видимому, требуется от десяти до одиннадцати минут.
Согласно современным измерениям, это время равно 8 минутам и 20 секундам, так что астрономы XVII в. были недалеки от истины. Затем последовал целый ряд экспериментов по определению численного значения скорости света в безвоздушном пространстве. Поскольку скорость света составляет около 300 миллионов метров в секунду, неудивительно, что многие считали ее бесконечной. С появлением телескопов, позволяющих измерять огромные космические расстояния, скорость света стала существенным ограничением любых попыток заглянуть в дальние пределы Вселенной.
Более того, то обстоятельство, что для пересечения пространства свету требуется определенное время, означает, что, когда мы смотрим во Вселенную, мы смотрим в прошлое. Солнце изображается на фотографии неба таким, каким оно было 8 минут и 20 секунд назад, ближайшая звезда – четыре года назад, а наиболее удаленные галактики – миллиарды лет назад. Возможно, в какой-нибудь далекой галактике в сторону Земли обращены сейчас телескопы, в которые видно вымирание динозавров, произошедшее около 66 миллионов лет назад.
Скорость света стала использоваться астрономами для измерения гигантских космических расстояний. Когда астроном говорит о чем-то, находящемся на расстоянии одного светового года, это значит, что свет может дойти до нас из этой точки за один год.
Звезды по соседству
Когда я смотрю на свою настольную небесную сферу, мне кажется смешным, что древние греки считали звезды нарисованными на огромном сферическом небесном своде, окружающем Вселенную и окруженном пустотой. Но у них не было оснований думать иначе. Расстояния от Земли до звезд так велики, что невооруженному глазу все звезды кажутся просто очень далекими. Астрономы древности не имели никаких средств измерения глубины космоса. Однако изобретение телескопа несколько приблизило к нам эти звезды – настолько, что современные астрономы смогли увидеть, что не все они находятся на одинаковом расстоянии от Земли.
Если одна из звезд находится ближе к нам, чем другая, то существует возможность это установить. Хотя мы и прикованы к поверхности Земли, по крайней мере сама Земля движется относительно звезд, отчего мы можем смотреть на космос из разных точек. Это-то и дало нам возможность начать отклеивать некоторые из звезд от поверхности небесного свода и придавать Вселенной глубину.
Вытяните перед собой палец и посмотрите в окно, двигая головой из стороны в сторону. Вы заметите, что предметы, расположенные ближе к вам, – например ваш собственный палец – смещаются на большее расстояние, чем объекты более удаленные. Этот эффект называют параллаксом. Астрономы используют его в своих наблюдениях за звездами. Сравнивая положения звезд летом с их положениями зимой, они могут определить, какие из них находятся ближе к Земле.
Собственно говоря, Гершель открыл свою новую планету, Уран, именно пытаясь определить этот так называемый звездный параллакс. Различия в положениях звезд чрезвычайно малы, и для выявления такого сдвига необходимы телескопы достаточной точности. Первые успешные измерения были произведены только в 1830-х гг., когда немецкий астроном и математик Фридрих Бессель зарегистрировал первое точное наблюдение звездного параллакса. Чтобы применить эту технику к близлежащим звездам, астроном должен предположить, что удаленные звезды, по существу, находятся на единой небесной стене, охватывающей Вселенную, – приблизительно в соответствии с древнегреческой моделью. Дело в том, что в контексте задачи определения параллакса близлежащих звезд наиболее удаленные звезды кажутся неподвижными и их можно использовать в качестве фона, на котором выявляют движение звезд не столь удаленных.
Бессель сравнил летнее и зимнее положения звезды под названием 61 Лебедя, построил треугольник, образованный этой звездой и двумя соответствующими точками орбиты Земли, и рассчитал углы этого треугольника. Затем, используя известное расстояние от Земли до Солнца и математические методы тригонометрии, астрономы смогли получить первую оценку расстояния между ближайшими звездами и Землей. В соответствии с вычислениями Бесселя звезда 61 Лебедя находится в 660 000 раз дальше от Земли, чем Солнце. Ошибка его расчетов составила около 10 %. По современным данным, расстояние до 61 Лебедя в 721 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца и составляет 11,41 светового года. Но результаты, полученные Бесселем, были достаточно близки к истине, чтобы дать первое представление о глубине космоса.
Впоследствии были произведены расчеты положения еще более близких звезд. Ближайшая из известных нам звезд была замечена только в 1915 г. шотландским астрономом Робертом Иннесом. Свет Проксимы Центавра слишком слаб, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, что и было причиной столь позднего ее обнаружения. Однако вычисления ее параллакса показали, что эта звезда находится на расстоянии, превышающем расстояние от Земли до Солнца в 268 326 раз, то есть равном 4,24 светового года.
Метод звездного параллакса позволил начать отцеплять некоторые из звезд от моей небесной сферы и приближать их к Земле. Если звезда находится менее чем в 400 световых лет от нас, этот метод работает. Но в большинстве своем звезды по-прежнему казались такими же далекими, как если бы они были приклеены к моей бумажной модели. Следующий большой шаг к краю Вселенной был сделан благодаря анализу длин волн света, доходящего до нас от этих звезд.
Среди миров, в мерцании светил
Чем дальше от нас находится звезда, тем менее ярким кажется ее свет. Но использование этого критерия для определения расстояния до звезды связано с одной проблемой. Как узнать, смотрим ли мы на яркую, но удаленную звезду, подобную 61 Лебедя, которую можно увидеть невооруженным глазом, или на звезду более тусклую, но и более близкую, подобную Проксиме Центавра? Видимую яркость определяет сочетание действительной яркости и расстояния от данной звезды до Земли. Как же астрономы могут использовать яркость для определения расстояний? Оказывается, что цвет света, испускаемого звездой, во многих случаях дает достаточно информации для выяснения, насколько яркой она должна быть, и, измерив ее видимую яркость, мы можем определить, на каком расстоянии находится эта звезда.
Измеряя характеристики света, доходящего от звезд, и анализируя его частоты, ученые обнаружили отсутствие некоторых характерных частот. Свет, имеющий такие частоты, поглощается определенными атомами в составе звезды. Этот метод стал ключевым доводом, опровергшим знаменитое заявление Конта о том, что мы никогда не сможем узнать химический состав звезд. Но его также можно использовать и для вычисления яркости звезды. Рассмотрев близлежащие звезды, удаленность и, следовательно, действительная яркость которых была известна, астрономы обнаружили непосредственную связь между частотами, поглощаемыми звездой, и яркостью ее свечения.
Из этого открытия следовало, что недостающие в спектре света звезды частоты можно использовать в качестве меры ее абсолютной светимости. Теперь астрономы могли изучать звезды, расположенные слишком далеко для применения метода параллакса. Определив их недостающие частоты и видимую светимость, можно было определить, на каком расстоянии от нас такие звезды находятся. Это дало астрономам гораздо более ясное представление об истинной глубине космоса.
Однако наилучший способ измерения расстояний во Вселенной был получен от весьма особой пульсирующей звезды. Звезды, называемые цефеидами, мерцают, и в 1912 г. американский астроном Генриетта Ливитт открыла, как такие мерцающие звезды можно использовать для ориентации во Вселенной. В это время она работала в обсерватории Гарвардского университета, но не астрономом, а «вычислителем» – она извлекала данные из фотопластинок и получала за эту работу 30 центов в час. К работе на телескопах женщин не допускали. Ей поручили проанализировать звезды, яркость которых в течение некоторого временного промежутка увеличивалась и уменьшалась. Ливитт стало интересно, существует ли какая-либо закономерность в пульсации этих звезд, и она сосредоточила свое внимание на группе звезд, которые были расположены в Малом Магеллановом Облаке, а потому, как предполагалось, находились на приблизительно одинаковых расстояниях от Земли.
Построив зависимость светимости от длительности периода пульсации, Ливитт обнаружила чрезвычайно явную закономерность. Время пульсации цефеиды коррелировало с ее светимостью: чем длиннее был период пульсации, тем ярче горела звезда. Таким образом, для определения действительной яркости цефеиды достаточно было измерить период ее пульсации, что значительно легче, чем измерять недостающие частоты ее спектра. Такие звезды идеально подходили для измерения расстояний.
Если такая цефеида пульсирует медленно, но выглядит тусклой, это означает, что она расположена очень далеко от нас; кажущаяся яркой и быстро пульсирующая цефеида выглядит такой яркой потому, что она находится близко. С появлением этих новых средств измерения Вселенная стала приобретать определенную форму. Все новые и новые звезды откреплялись от небесного свода и занимали свои места на постепенно проявляющейся карте Млечного Пути. При этом выяснилось, что наша собственная звезда, Солнце, ютится в дальнем углу гигантского спиралевидного скопления звезд.
Но ограничивается ли этим Вселенная? Например, в ней можно увидеть световые пятна, похожие не на одиночные звезды, а на свет, исходящий от сотен миллиардов звезд. Принадлежат ли такие звездные облака к нашей Галактике, Млечному Пути, или же они образуют другую галактику, подобную нашей, но совершенно отдельную от нее? Первой из таких областей космоса, ставшей предметом исследования, было маленькое звездное скопление, обнаруженное в X в. персидским астрономом ас-Суфи. Настолько яркое, что его можно было увидеть невооруженным глазом, оно стало известно как туманность Андромеды. Предположение о том, что это и другие облака могут на самом деле представлять собой самостоятельные галактики, было впервые высказано в 1750 г. английским астрономом Томасом Райтом. Прочитав об идеях Райта, Иммануил Кант выразил их в романтической формулировке «островной вселенной».
Споры о природе таких звездных облаков не утихали годами и достигли наивысшего накала в прямой дискуссии между противоборствующими группами, ныне известной под названием «Великого спора». Он проходил в 1920 г. в Национальном музее естественной истории Смитсоновского института в Вашингтоне. На повестке дня стоял вопрос о размере и масштабах Вселенной. Астроном Харлоу Шепли доказывал, что такие скопления могут светить настолько ярко, только если они являются частью нашей же Галактики. Гебер Кертис возражал, что число новых – катастрофических ядерных вспышек, происходящих в звездах, – отмеченных в этом скоплении, превосходит число подобных событий, зарегистрированных во всей нашей Галактике. Как настолько богатая новыми область может быть частью нашей Галактики?