Выяснилось, что даже ближайшие звезды удалены от нас на расстояние больше светового года.
Со времени первых измерений расстояний до звезд прошло больше столетия. Несмотря на огромный прогресс в технике и методах измерений, и сейчас с помощью тригонометрического метода можно уверенно определять расстояние до звезд не больше ста световых лет.
До границ Галактики при этом еще невообразимо далеко, а о других галактиках и говорить не приходится.
Следующий огромный шаг по лестнице, ведущей вдаль, был сделан уже в начале нашего столетия, и его помогли сделать звезды, систематически меняющие свой блеск, — переменные звезды.
Начало было положено американским астрономом Генриеттой Ливитт, изучавшей переменные звезды в одной из ближайших к нам галактик — Малом Магеллановом Облаке, видимом на южном небесном полушарии.
Через несколько лет после начала исследования она выяснила любопытнейший факт. Двадцать пять звезд оказались переменными, строго периодически меняющими свой блеск. Причем чем больше был период изменения блеска, тем ярче была сама звезда! Г. Ливитт пришла к замечательному выводу: «Так как эти переменные звезды, вероятно, находятся на одинаковом расстоянии от Земли (потому что все они находятся в одной галактике — Малом Магеллановом Облаке. — И. Н.), их периоды, очевидно, связаны с количеством излучаемого ими света».
Значение этого открытия трудно переоценить. По периоду изменения яркости можно узнать светимость звезды.
Мы знаем, что видимый блеск звезды на небе ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Сравнивая истинную светимость звезды с видимым блеском, можно вычислить расстояние!
Правда, для того, чтобы можно было по периоду изменения блеска звезд, изученных Г. Ливитт, вычислять расстояние, надо знать истинную светимость хотя бы одной такой звезды.
Первая попытка это сделать была предпринята Э. Герцшпрунгом. Он понял, что звезды, наблюдаемые Г. Ливитт в Малом Магеллановом Облаке, точно такие же, как хорошо известные переменные звезды, называемые цефеидами, в нашей Галактике. Блеск цефеид меняется из-за того, что они пульсируют. Теперь надо было определить истинную светимость хотя бы одной цефеиды. Вот тут-то и начались серьезные трудности. В окрестности Солнца нет ни одной цефеиды, расстояние до которой надежно можно было бы определить тригонометрическим способом и, зная ее видимый блеск и расстояние, вычислить истинную светимость.
Начались многочисленные попытки определения расстояний до цефеид нашей Галактики. Первая оценка была сделана самим Э. Герцшпрунгом. Мы не будем описывать здесь суть используемых при этом хитрых косвенных методов. Отметим только, что и первая, и многие последующие попытки были столь трудны, что привели к результатам, содержащим значительные ошибки. Эти ошибки были окончательно выявлены только в начале 60-х годов. Но работа эта настолько важна (речь идет об измерении масштабов Вселенной!), что уточнения продолжаются до сих пор.
После того как установлена истинная светимость хоть одной цефеиды с известным периодом изменения блеска, стало возможным измерять расстояние до любой цефеиды. Действительно, теперь известна зависимость «период — истинная светимость» для цефеид. Для определения расстояния до любой цефеиды достаточно по наблюдениям определить период изменения ее блеска, затем по зависимости найти истинную светимость и, сравнивая с видимым блеском, вычислить расстояние. Если цефеида входит в состав какого-либо скопления звезд или галактики, то тем самым определяется расстояние и до них.
Цефеиды здесь используются как «стандартные свечи», истинная яркость которых известна. Поэтому и весь метод получил название метода «стандартной свечи».
Роль цефеид в измерении расстояний столь велика, что известный американский астроном X. Шепли назвал их «самыми важными» звездами.
Истинная светимость цефеид очень велика — они в тысячу раз ярче Солнца. Поэтому цефеиды видны с достаточно больших расстояний, вплоть до 15 миллионов световых лет. Значит, с их помощью можно определять расстояние до ближайших галактик.
Но нас интересуют еще большие масштабы!
Для дальнейшего продвижения приходится делать еще один шаг. Хотелось бы найти «стандартные свечи» более яркие, чем цефеиды, и хорошо видимые с еще больших расстояний. Оказалось, что такие «свечи» есть. Вокруг галактик обычно наблюдается много звездных скоплений, которые за свою форму получили название шаровых.