Книга: Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

* * *

Работать приходится с тем, что есть под рукой. Единственное свойство звезды, которое всегда можно увидеть и измерить, — ее блеск, или видимая яркость. Эта характеристика звезды зависит от двух факторов: от ее реальной яркости — светимости — и от расстояния до нее. Яркость, подобно гравитации, уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Если звезда с той же светимостью, что и 61 Лебедя, имеет видимую яркость в девять раз ниже, то расстояние до нее должно быть втрое больше.

К несчастью, светимость зависит от типа звезды и ее размера, от того, какие именно в ней идут ядерные реакции. Чтобы метод определения расстояния по видимому блеску работал, нам обязательно нужна «стандартная свеча», или эталонный источник света, — тип звезд, светимость которых известна или может быть определена вне зависимости от расстояния до звезды. Именно эту проблему удалось решить Ливитт. В 1920-е годы она работала у Пикеринга в роли расчетчика — этакого человека-компьютера, в скучные обязанности которого входило измерение и каталогизация светимостей звезд в собрании фотопластинок астрономической обсерватории Гарвардского колледжа.

Светимость большинства звезд не меняется во времени, но бывают и переменные звезды, вызывающие к себе, естественно, особый интерес астрономов: их видимая яркость возрастает и падает в правильном периодическом цикле. Ливитт провела специальное исследование переменных звезд. Звезды могут быть переменными по двум основным причинам. Многие звезды являются двойными — два светила обращаются вокруг общего центра масс. Если Земля по случайному совпадению располагается в плоскости их орбит, то эти звезды время от времени — через регулярные промежутки — проходят одна перед другой. Когда это происходит, получается, по существу, затмение: одна звезда заслоняет собой другую и на время блокирует ее свет. Такие «затменные двойные звезды» являются переменными, а распознать их можно по тому, как меняется наблюдаемая яркость: короткие провалы на общем стабильном фоне. Эти звезды не могут служить эталонами светимости.

Однако другой тип переменных звезд выглядит более перспективным в этом смысле. Речь идет об истинно — физически — переменных звездах. Существуют звезды, энергетический выход ядерных реакций в которых меняется периодически, раз за разом повторяя одну и ту же последовательность изменений. Свет, испускаемый ими, тоже меняется периодически, но истинные переменные звезды можно отличить, поскольку у них изменения светимости не имеют характера кратковременных провалов.

Ливитт исследовала один из типов переменных звезд, известный как цефеиды, поскольку первой такой звездой была ? Цефея. Применив хитроумные статистические методы, Ливитт выяснила, что у тусклых цефеид период колебаний светимости меньше, чем у более ярких, причем соотношение светимости и периода ее колебаний подчиняется вполне конкретному математическому правилу. Некоторые цефеиды располагаются достаточно близко к нам, чтобы иметь измеримый параллакс, так что Ливитт смогла вычислить расстояние до них и, соответственно, их светимость. После этого она применила формулу, связывающую период и светимость звезды, и распространила результат на все цефеиды.

Цефеиды и стали тем эталонным источником, которого так не хватало астрономам. Вместе с прилагаемой «линейкой» — формулой, описывающей изменение видимой яркости звезды в зависимости от расстояния до нее, — они позволили нам подняться еще на одну ступеньку лестницы космических расстояний. Для преодоления каждой ступеньки этой лестницы требовались и наблюдения, и теоретические изыскания, и математические суждения: теория чисел, геометрия, статистика, оптика, астрофизика. Но заключительный шаг — поистине гигантский — был еще впереди.