Текст книги "Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса"

Автор книги: Йостейн Кристиансен

сообщить о нарушении

Текущая страница: 3 (всего у книги 15 страниц)

2.4. Цвикки и быстрые галактики

Как показывает пример с Пулей, в скоплениях галактик, судя по всему, обитает темная материя. Скопление галактик – это как раз то самое место преступления, где были обнаружены одни из самых первых улик того, что мы считаем темной материей.

В 1933 году в не особо читаемом швейцарском журнале Helvetica Physica Acta появилась статья, автором которой был не особо известный швейцарский физик и астроном Фриц Цвикки. Но в статье скрывалось революционное открытие – темная материя.

Чтобы одним из первых заявить о том, что Вселенная состоит из огромного количества невидимого вещества, мало обладать воображением и либеральными взглядами на природу и физику – нужна еще и невероятная уверенность в собственных доводах. Ну и не станем забывать о самоуверенности, избавляющей от страха допустить ошибку. И, что немаловажно, понадобятся солидные научные знания для обоснования гипотезы. Все это у Фрица Цвикки имелось.

^{Фриц Цвикки}

Норвежцы привыкли, что оригинальные мыслители – например, Арне Несс и Питер Бессель Цапффе – нередко увлекаются скалолазаньем и поэтому не удивляются, когда великие рассуждения и горные виды спорта идут рука об руку. Поэтому они считают совершенно естественным, что Цвикки совмещал научную деятельность с альпинизмом. Цапффе описывает альпинизм как «…спорт для индивидуальностей, для оригиналов и аутсайдеров», а Цвикки однозначно можно отнести к оригиналам – и как ученого, и как человека. А раз уж мы затронули «норвежские» качества ученого, вспомним, что его отец, Фридолин Цвикки, служил норвежским консулом в болгарском городе Варна в первые годы жизни сына.

Однако же Фриц Цвикки считал себя швейцарцем и никогда даже не ступал на норвежскую землю. Американскую землю Цвикки, напротив, исходил вдоль и поперек, поскольку большую часть жизни проработал профессором Калифорнийского технологического института (известном также как Калтех).

Для научной работы Цвикки характерны впечатляющая широта, креативность и дальновидность. Мы уже упоминали о его «открытии» темной материи – к нему мы вскоре вернемся. Но Цвикки не только обнаружил темную материю. Он, например, первым предположил, что скопления галактик могут выступать в роли гравитационных линз. Эту идею Цвикки впервые высказал в 1937 году, и, хотя до открытия скопления – гравитационной линзы пройдет еще 40 лет, важность такого подхода для современной астрономии очевидна и по сей день.

Другой пример – предсказание Цвикки существования нейтронных звезд. Нейтронные звезды – это класс чрезвычайно компактных звезд, которые остаются после смерти обычных массивных звезд. Нейтронная звезда настолько сильно сжата, что небольшая бутылка из-под газировки с нейтронным веществом будет весить столько же, сколько вся вода в Мьёсе – глубочайшем озере Норвегии. Чтобы предсказать существование нейтронных звезд, настолько необычного класса объектов, что они отправляют весь здравый смысл в нокаут, необходим необычный и непредвзятый подход к исследованиям. Именно он и стал визитной карточкой Цвикки. Сегодня о существовании нейтронных звезд мы знаем, по крайней мере, благодаря излучаемым ими радиоволнам, так что и в этом Цвикки оказался прав.

Несмотря на консульский опыт своего отца, Фриц Цвикки вряд ли стал бы хорошим дипломатом: обходительностью он не отличался, зато честным был до жестокости и даже прославился колкими и нелестными характеристиками своих коллег. Самый известный пример – это прозвище «сферические ублюдки», которым Цвикки окрестил коллег-астрономов, а объяснял он свою логику так: «…на них с какой стороны ни посмотри – они ублюдки». Цвикки нечасто получал от коллег рождественские открытки, и этот факт, видимо, помешал ему прославиться еще сильнее, хотя вклад в науку он внес неоценимый.

Вращающиеся галактики в скоплении Кома

Революционное открытие темной материи Цвикки вылилось из скрупулезного наблюдения за скоплением Кома в созвездии Волосы Вероники – одним из ближайших к нам крупных скоплений галактик. Оно состоит из пары тысяч галактик и растягивается примерно на пятнадцать миллионов световых лет.

^{Центральная часть скопления Кома. Картинка создана благодаря космическому телескопу «Спитцер» и «Слоуневскому цифровому небесному обзору».}

Звучит внушительно. Но если мы попытаемся представить эти пятнадцать миллионов световых лет в перспективе, то в космических масштабах получится не очень много. Не больше размера 150 расположенных рядом Млечных Путей. А внутри этой области несколько тысяч галактик. Получается, что располагаются они довольно тесно, а значит, зависят от гравитационных сил друг друга. Это взаимное влияние и удерживает галактики вместе. Цвикки изучал, каким образом гравитационные силы в скоплениях влияют на движение самих галактик.

Я уже сравнивал скопление галактик с роем комаров. И в скоплении Кома галактики хаотично летают во всевозможных направлениях, совсем как комары. Отдельная галактика вполне может отдаляться от центра скопления с огромной скоростью, но гравитационные силы других галактик все равно окажутся сильнее, так что в конце концов она развернется и двинется внутрь. Поэтому скопление и не распадается.

Похожее явление наблюдается, когда подбрасываешь вверх камень. Теоретически камень можно подбросить с такой силой, что он улетит в космос и рано или поздно покинет Солнечную систему. На практике же это невозможно, ведь сила притяжения Земли не позволит ему настолько отдалиться. Но, допустим, что мы перенесем камень на меньшее небесное тело, например, на комету со странным названием 67Р/Чурюмова – Герасименко, которую в 2014 году исследовал космический аппарат «Розетта». Масса этой кометы в разы меньше, чем у Земли, поэтому и сила притяжения слабее. Подбрось мы камень там – и скорости в 2 км/час вполне хватило бы, чтобы он навсегда покинул комету.

Таким образом, скорость, с которой камень способен двигаться, не улетая, зависит от массы тела, откуда этот самый камень брошен. Чем массивнее тело, тем быстрее камень двигается, не рискуя исчезнуть. То же самое происходит с галактиками, движущимися в скоплении. Там за гравитацию уже отвечает не Земля или комета, а суммарная масса всех остальных галактик. Если мы измерим, насколько быстро галактики движутся, при этом не разлетаясь, то сможем узнать массу всего скопления.

Но можно добиться и большего. Вернемся к камню, который мы подбрасывали вверх. Не нужно быть гением в этом нехитром деле, чтобы заметить взаимосвязь между скоростью броска и высотой. Если начальная скорость камня – 30 км/час, то он поднимется в воздух на три с половиной метра и лишь затем начнет падать. Но и высота, на которую взлетит камень, зависит опять же от мощности гравитации. Если бросить камень с той же скоростью, стоя на поверхности Луны, он сможет подняться более чем на 20 метров. Если однажды утром вы вдруг проснетесь на неизвестном небесном теле, то подбросьте камень вверх со скоростью 30 км/час и измерьте расстояние до верхней точки. Измерение можно использовать при определении силы гравитации, а эти данные, в свою очередь, пригодятся для вычисления массы небесного тела.

Метод, которым пользовался Цвикки для определения массы скопления Кома, не сильно отличается. Понятное дело, в похожем на комариный рой скоплении галактик вряд ли найдется место, откуда удастся измерить высоту при помощи камня, но вместо этого Цвикки измерил радиус скопления галактик. Сравнивая скорости галактик (вместо скорости камня) с радиусом скопления галактик (вместо высоты), он рассчитал массу скопления. Этот расчет основывался исключительно на данных о силе гравитации скопления, независимо от его свечения. Кроме того, Цвикки измерил доходящий до нас от скопления Кома свет и использовал это для определения количества видимой светящейся в нем материи. Затем он сравнивал две вычисленных массы, основанные на гравитации и на светимости звезд. Результат превзошел все ожидания.

Согласно полученным Цвикки данным, количество материи, влияющей на гравитационные силы, в несколько сотен раз превышает количество светящейся массы. Ученый пришел к выводу, что скопление содержит большое количество субстанции, которую он по-немецки назвал dunkle Materie (Темная материя). Из расчетов Цвикки следует, что темная материя составляет более 99 процентов скопления, а обычная видимая материя – меньше одного процента.

Сегодня, более 80 лет спустя, Цвикки по-прежнему прав: в скоплении Кома содержится очень много темной энергии. Однако мнение о ее количестве существенно изменилось: если Цвикки считал, что темная материя составляет более 99 процентов, то сегодня мы, скорее, склоняемся к 90 процентам. В связи с расширением наших знаний о Вселенной, выяснилось, что и видимого вещества там вдвое больше. Таким образом, заключение Цвикки было качественно правильным, но количественно далеким от истины. В чем же ошибся Цвикки?

Никакой грубой ошибки ни в вычислениях, ни в методе ученый не допустил. Но для преобразования полученных величин в физическую массу Кома необходимо знать расстояние от нас до скопления. Проблема заключается в том, что в 1930-х годах расстояние до скопления Кома считалось относительно небольшим. Вот представьте, что вы в горах и видите свет от костра в километре от вас. Из-за расстояния свечение будет неярким, хотя костер, возможно, порядочный. Но если вы ошибочно решите, будто костер всего в ста метрах, то он покажется вам маленьким из-за блеклого света. Примерно то же самое произошло и с Цвикки. Он думал, что смотрит на относительно близкие галактики, и поэтому предположил, что свет тусклый, а значит, излучающего свет вещества в галактиках мало. На самом же деле, причиной тусклого света было намного большее расстояние, нежели думал Цвикки.

Чему нас учит история Цвикки

Хоть Цвикки и знатно промахнулся с количеством темной материи в скоплении галактик Кома, проделанной им работой трудно не восхититься. Ведь ошибка заключалась в расчетах, а не в самом открытии. Он первым начал использовать новые астрономические методы, что и помогло прийти к этому заключению. К тому же такой невероятный результат не заставил его сомневаться в верности своих расчетов. Большинство людей на его месте подумали бы: «Вот черт, должно быть, где-то я ошибся», а потом начали бы подгонять методы и гипотезы под то, что изначально ожидали найти.

Выводы Цвикки впечатляют еще больше, если брать в расчет годы их публикации. В начале 1930-х, когда он начал изучать движение галактик, мы только-только приблизились к пониманию того, что вообще они из себя представляют. Всего десятью годами ранее астрономы спорили о том, всё ли из видимого на небе – часть Млечного Пути или же спиралевидные туманности, которые можно разглядеть при помощи телескопов, – крупные самостоятельные галактики далеко за пределами нашей.

Казалось бы, об обнаружении огромного количества темной материи должны на каждом шагу трубить все таблоиды. Но заголовок статьи Цвикки вовсе не вопил: «СЕНСАЦИЯ! БЕЗУМНЫЕ КОЛИЧЕСТВА МИСТИЧЕСКОГО НЕВИДИМОГО ВЕЩЕСТВА В СКОПЛЕНИИ КОМА». Вместо этого статья называлась так: «Красное смещение внегалактических туманностей». Результаты были описаны крайне сдержанно, и причин тому достаточно. Во-первых, в то время пиар в средствах массовой информации и распространение сомнительных результатов не влияли на финансирование дальнейших исследований. Во-вторых, Цвикки и сам осознавал неточность результатов и старательно работал над отсеиванием некоторых спорных моментов. Ко всему прочему, он размышлял о природе темной материи. Ученый ни слова не сказал о том, что это, должно быть, новый таинственный невидимый вид частиц. Цвикки просто различал светящуюся и темную материю. И не факт, что понятие темной материи в его интерпретации совпадает с сегодняшними представлениями. Тем не менее сейчас мы совершенно уверены, что Цвикки обнаружил именно темную материю в ее современном понимании.

Раз уж мы начали этот разговор, из истории Цвикки и скопления Кома можно выжать еще кое-что поучительное. Например, что серьезные научные выводы следует публиковать с предельной осторожностью, в особенности когда дело касается астрономии. В абсолютно любом исследовании выводы будут опираться на предположения. В случае Цвикки ученый предполагал, будто знает правильное расстояние до скопления галактик. Но это предположение было не единственным. Например, еще он предположил – сознательно или неосознанно, – что закон гравитации на больших расстояниях в скоплениях галактик действует точно так же, как в Солнечной системе, и что его методы измерения скорости верны.

Когда во время детального исследования ученые приходят к невероятным заключениям, например констатируют наличие огромного количества невидимого вещества во Вселенной, на это бывает несколько причин. Неверным может быть само предположение. А еще не исключено, что ошибка закралась в наблюдения. Или даже в вычисления? И тем не менее никогда не стоит отвергать последнюю и самую захватывающую возможность: невероятное заключение верно. Однако, чтобы это заключение подтвердилось, необходимо досконально изучить все остальные варианты.

Цвикки – далеко не первый астроном, столкнувшийся с трудностями при измерении космических расстояний. Проблема измерения расстояний в космосе досаждает астрономам уже тысячи лет. По сей день многие из наших умозаключений о космосе основываются на четком контроле измерения расстояний. Так каким же образом следует измерять космические расстояния?

2.5. Измерение расстояний в космосе

Что бы там ни говорили Led Zeppelin, лестницу в небо купить невозможно. Однако, начиная со времен Древней Греции, астрономы медленно мастерили так называемую космическую лестницу или «шкалу расстояний в астрономии».

Почему я называю ее лестницей? Потому что различные методы измерения расстояний опираются друг на друга. При измерении расстояния до далекой галактики нам для начала нужно правильно измерить расстояние до звезд в Млечном Пути, а для этого надо, в свою очередь, измерить расстояние до Солнца. До того, как появились радары, необходимо было знать размер Земли, чтобы рассчитать расстояние до Солнца.

Первые ступени космической лестницы начали закладывать еще древние греки Эратосфен (276–194 до н. э.) и Аристарх (310–230 до н. э.) более двух тысяч лет назад. Измерив тени в разных местах Земли и углы между Солнцем и Луной, им удалось рассчитать как размер Земли, так и расстояние от Земли до Солнца. Из-за неточных измерений результаты тоже были не особо правильными, однако греки показали, каким образом при помощи геометрии измерять расстояния за пределами земной поверхности.

После определения расстояния до Солнца следующим шагом стало расстояние до других звезд, а это задача не из легких. Измерения должны быть невероятно точными, а такое уже было не под силу Аристарху и компании. И хотя с измерениями расстояний все непросто, принцип определения расстояний до звезд не так уж и сложен. Он называется методом параллакса и хорошо знаком всем, кто не жалуется на зрение.

Измерение расстояния методом параллакса

Используя одновременно два глаза, мы видим трехмерную картинку и можем оценивать расстояния: например, дотянемся ли мы до висящего перед нами яблока. Происходит вот что: оба глаза смотрят на яблоко под немного разными углами. Если вы сфокусируете взгляд на плодоножке яблока, а оно висит прямо перед вашим носом, то оба глаза скосят к нему. Отодвинете яблоко подальше – глаза снова разойдутся. Получается, что образуемые глазами утлы зависят от отдаленности яблока, а наш мозг использует их для вычисления расстояния. Если яблоко слишком далеко, то рассчитать расстояние будет проблематично. Разница в угле между двумя глазами, когда вы фокусируетесь на яблоке в 100 или 110 метрах от вас, ничтожна. Поэтому нашим глазам удобнее всего использовать метод параллакса, когда объект находится на расстоянии вытянутой руки, а если он уже метрах в 25, то метод становится неприменимым.

К тому же наше бинокулярное зрение небезгранично, и пытаться «разглядеть» расстояние до ближайших звезд – гиблое дело. Дело в том, что глаза у нас расположены очень близко друг к другу. Было бы это расстояние побольше, например метр, мы способны были бы разглядеть объекты, находящиеся намного дальше от нас. А если увеличить расстояние между глазами до нескольких сотен тысяч километров, то наших глаз хватило бы, чтобы рассмотреть планеты Солнечной системы. Но мечтать о настолько широко расставленных глазах не стоит – это непрактично и неэстетично. К тому же раз люди неспособны видеть на такие расстояния, то можно создать искусственные «глаза», которым это будет под силу.

В роли искусственных глаз могут выступить телескопы. Чтобы измерить расстояние до самых далеких объектов, два телескопа тоже нужно поместить как можно дальше друг от друга. Но даже если поставить один телескоп на севере Норвегии, а другой – на Канарских островах, то этого все равно будет недостаточно для измерения расстояния даже до ближайших звезд. Относительно Галактики Земля уж слишком мала. И как же тогда увеличить расстояние между этими «глазами»? Использовать движение Земли! Одно измерение видимого положения звезды можно сделать, когда Земля находится с одной стороны от Солнца, например в середине зимы, а второе – с противоположной стороны в середине лета. Так расстояние между нашими «глазами» увеличивается до 300 миллионов километров, что в 60 000 раз больше расстояния между Северной Норвегией и Канарскими островами.

^{Схема параллакса. Когда Земля движется вокруг Солнца, положение ближней звезды будет меняться относительно далеких звезд на заднем плане. Это можно использовать для расчета расстояния до ближайшей звезды.}

Это и есть метод параллакса. В XIX веке благодаря этому методу люди впервые получили доступ к достаточно точным измерительным инструментам, позволяющим высчитывать расстояние до звезд. В наши дни стало возможным измерять параллаксы для более чем 10 000 звезд, используя точные измерения положения со спутника.

(На момент публикации этой книги на русском языке – примерно до 1 миллиарда звезд. Редактор.)

Несмотря на широкое расположение глаз и постоянно совершенствующиеся измерительные приборы, с помощью параллакса можно измерять расстояния только в пределах нескольких тысяч световых лет. Это соответствует лишь нескольким процентам протяженности Млечного Пути. А ведь нам хочется измерять расстояние до галактик далеко за пределами Млечного Пути.

Для Цвикки это было не менее важно. Его интересовало, сколько света излучают изучаемые им галактики. Тогда, помимо измерения количества принимаемого света, нужно знать, на каком расстоянии от нас эти галактики находятся. Кроме того, Цвикки понадобилось бы расстояние для определения размеров скопления Кома, без этого показателя невозможно ничего сказать о гравитационных силах в скоплении.

Здесь параллакс поднимает белый флаг, а мы поднимаемся на новую ступеньку космической лестницы. И на помощь нам приходит явление, которое еще не раз порадует нас на протяжении книги, а именно стандартные источники света, или стандартные свечи, – своеобразный космический факел.

Далекие факелы

Представьте, что вы идете на новогоднюю вечеринку к богачу где-то вдали от ярко освещенного города. Вы потратили все деньги на аренду презентабельного наряда, на такси не хватает, и вы решаете пройтись пешком до усадьбы. Вам повезло: хозяин оказался достаточно гостеприимным и расставил там и сям вдоль дороги небольшие факелы. Расстояние между ними каждый раз разное. На открытом пространстве отчетливо видно, как факелы ведут до отдаленной усадьбы. И, шагая в одиночестве под мерцающими звездами темной зимней ночью, вы задаетесь одним из экзистенциальных вопросов, который на протяжении веков занимал людей: долго ли еще идти до вечеринки?

Тут на выручку приходит свет факелов. Поскольку вы заядлый и опытный фотограф (и самоуверенно полагаете, что именно поэтому вас и позвали на вечеринку), у вас с собой операторское оборудование, умеющее очень точно измерять яркость.

С помощью фотоаппаратуры вы измеряете характеристики света от ближайшего факела, а потом шагами высчитываете расстояние. Десять метров! Затем вы измеряете характеристики света самого дальнего от вас факела, самого тусклого, который стоит у лестницы в усадьбу. Вы обнаруживаете, что его яркость составляет одну десятитысячную яркости ближайшего факела. Так как вы прекрасно знаете, что яркость должна уменьшаться в 4 раза при удвоении расстояния, то после быстрых вычислений узнаете, что расстояние до особняка составляет 1000 метров, проще говоря, километр.

^{Чем дальше факел, тем меньше света до вас доходит. Если все факелы одинаковые, то можно измерить получаемый от дальних факелов свет, чтобы рассчитать расстояние.}

Таким способом вполне реально определить расстояние до дальнего факела. Но, как мы уже поняли, каждое научное заключение основано на предположениях. В случае с факелами ваше заключение – 1000 метров – зависит, в частности, от следующих факторов:

– насколько точно вы измерили яркость,

– действительно ли яркость уменьшается ровно в 4 раза при удвоении расстояния,

– насколько точно вы измерили расстояние до ближайшего факела,

– действительно ли первый и последний факелы излучают одинаковое количество света (т. е. имеют одинаковую светимость).

Думаю, вы не удивитесь, узнав, что пример с факелами – прямая аналогия того, как мы определяем расстояние до многих звезд и галактик во Вселенной. От все тех же четырех пунктов, о которых мы говорили при измерении расстояния между факелами, будет зависеть и точность определения астрономических расстояний. Так как же астрономы справляются с этими пунктами?

С первым пунктом особых сложностей не возникает. Астрономы отлично умеют измерять яркость и, что не менее важно, умеют оценивать точность измерений.

Второй пункт, касающийся того, насколько меньше света излучает источник при увеличении расстояния, уже менее однозначный. Верность закономерности об удвоении расстояния и уменьшении интенсивности яркости до четверти исходной зависит от того, насколько беспрепятственно свет перемещается в пространстве. В случае с факелами мы можем представить, что из-за легкого тумана свет дальнего факела кажется слабее. Во Вселенной сходным эффектом обладает, например, космическая пыль. Если пыль ослабляет свет далекой звезды, то кажется, будто звезда находится дальше, чем на самом деле. Проблема эта однозначно заслуживает внимания, но все же сейчас нам доступны надежные способы картирования пыли, так что и этот пункт вполне подвластен контролю.

А что с третьим пунктом? (В нем говорится про измерение расстояния до ближайшего факела.) Замерить расстояние до ближайшего факела относительно просто. Но вот как быть с ближайшей звездой? Ну, например, воспользоваться методом параллакса: наблюдать, как звезда движется на небе, пока Земля обращается вокруг Солнца.

Таким образом, мы можем измерить расстояние до ближайшей звезды, используя метод параллакса. Затем найти звезду того же типа, которая расположена гораздо дальше, и, сравнивая, сколько света до нас доходит от двух звезд, мы вычислим, на каком расстоянии находится дальняя звезда.

И вот мы добрались до четвертого пункта: откуда мы знаем, что оба факела (или обе звезды) излучают одинаковое количество света? Представим, что последний факел слегка отличается и горит немного слабее первого. Тогда тусклый свет заставит нас поверить, что поместье находится дальше, чем на самом деле. Со звездами проблема становится только серьезнее: звезды бывают всевозможных светимостей. Как же тогда узнать, что обе звезды – как ближняя, так и дальняя – излучают одинаковое количество света?

Нас выручает то, что у большинства нормальных звезд температура поверхности и светимость взаимосвязаны. У больших, излучающих много света звезд, как правило, более низкая температура поверхности, чем у маленьких и излучающих меньше света. В измерении температуры поверхности звезды все относительно просто: горячие звезды излучают больше света на коротких волнах, чем холодные. Та же ситуация, что и с обычным пламенем: синее пламя горячее, чем красное, а у синего света более короткие волны, чем у красного.

Недостаток такого метода заключается в том, что соотношение между яркостью и температурой приблизительно и что ко всем видам звезд его не применить. Но если посмотреть на достаточное количество звезд, то техника для приблизительной оценки расстояний вполне рабочая. Основное условие – это, конечно, рассмотрение относительно коротких расстояний, чтобы можно было наблюдать за обычными одиночными звездами через телескоп.

Но все же подгон звезд по температуре и яркости уж слишком грубый и неточный для того, чтобы стать межгалактической измерительной лентой. Поэтому астрономы почти помешаны на поиске так называемых стандартных свечей (или стандартных источников света). Это источники света, например звезды, светимость которых нам точно известна. А еще стандартные свечи должны быть очень яркими, ведь так они будут видны, несмотря на большие расстояния, и также желательно, чтобы их легко было отличить от других звезд. Но как же найти эти стандартные свечи?

Цефеиды спешат на помощь

И вот на сцену вступает новый фантастичный класс звезд: цефеиды. На выдающиеся характеристики цефеидов впервые обратила внимание в 1908–1913 годах астроном Генриетта Ливитт (1868–1921). Цефеиды – это класс пульсирующих переменных звезд. Яркость цефеиды то увеличивается, то уменьшается в течение периода, длящегося от нескольких дней до нескольких недель, – это и называют пульсациями. Ливитт обнаружила взаимосвязь между быстротой пульсации цефеиды и ее светимостью: чем медленнее пульсация, тем сильнее светит звезда в «яркий» период. Измеряя, как быстро пульсирует цефеида, мы можем узнать, сколько света она излучает, когда светит наиболее мощно. Ну вот, у нас есть стандартная свеча! Таким образом, мы можем измерить, сколько света доходит до Земли, и вычислить расстояние до цефеиды. Кроме того, наиболее яркие цефеиды – те, что медленно пульсируют, могут сиять в десятки тысяч раз ярче Солнца, а это означает, что за такими звездами можно наблюдать, даже если они находятся за пределами Млечного Пути.

Итак, цефеиды – еще одна ступенька космической лестницы: зная расстояние между Солнцем и Землей, мы измерим расстояние до ближайших звезд, используя параллакс. И если нам удастся измерить расстояние до ближайших цефеид при помощи параллакса, то мы сможем измерить расстояние до более отдаленных цефеид, используя их как стандартные свечи.

Помимо всего прочего, именно цефеиды позволили Цвик– ки определить расстояние до галактик в скоплении Кома. А это расстояние, в свою очередь, можно использовать для определения массы ярких звезд скопления.

Несмотря на этот безупречный метод, Цвикки, как мы уже поняли, серьезно промахнулся при расчете расстояния до скопления Кома. Но почему? Все дело в том, что во времена Цвикки были раскрыты не все тайны цефеид. Существуют разные классы цефеид с разным соотношением светимости и скорости пульсаций, а до 1940-х годов об этом известно не было. Это как если бы богач разместил два разных вида факелов вдоль дороги, а вы об этом и не подозревали. Проблема с различными классами цефеид привела к тому, что практически все расстояния до объектов за пределами Млечного Пути в 1930-х годах были недооценены, а в случае Цвикки из этого последовала еще и ошибка в оценке количества темной материи в скоплении галактик.

Цефеиды и измерение расстояний занимают не последнее место в истории Цвикки, а о ступенях космической лестницы мы еще не раз вспомним в этой книге. Но давайте-ка ненадолго вернемся к заключению Цвикки: существованию темной материи.