Человеком, осознавшим это, был Харлоу Шепли, работавший тогда в калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсона. Он быстро воспользовался открытием Суон-Ливитт о соотношении периода и яркости цефеид, однако сначала зашел в тупик; но мы не будем останавливаться на этом. В 1918 году Шепли сообщил, что ему удалось измерить расстояние до нескольких относительно близких к нам шаровых звездных скоплений с помощью этого соотношения, а используя расстояние, он смог определить яркость (абсолютную величину) самых ярких звезд в этих скоплениях. Они оказались очень близки друг к другу (это неудивительно, поскольку величина звезд имеет ограничения: на каком-то этапе разрастания они взрываются), и ему удалось рассчитать расстояния до других шаровых скоплений, измерив яркость самых ярких звезд в них. Затем, уже с меньшей точностью, он оценил расстояния до еще более удаленных звездных скоплений, предположив, что у них всех сопоставимый диаметр и расстояние до них можно определить по воспринимаемому размеру. Эти измерения не нуждались в серьезных поправках на межзвездное покраснение, поскольку шаровые скопления находятся выше и ниже самой плотной и самой запыленной части нашей Галактики. Изучив распределение шаровых скоплений в космосе, Шепли пришел к выводу, что они образуют сферу с центром в точке, расположенной в направлении созвездия Стрельца. Эта точка, указал он (и был прав), видимо, и есть истинный центр Млечного Пути, в то время как Солнце и его система располагаются на периферии Галактики.
Шепли также использовал измеренные им расстояния, чтобы определить дистанцию от нас до центра Млечного Пути, но здесь он серьезно промахнулся. Сегодня мы знаем, что звезды, использованные им на первом этапе расчетов, были на самом деле не цефеидами, а похожей на них семьей переменных звезд типа RR Лиры. Они более тусклые, чем цефеиды, поэтому расположены ближе, чем думал Шепли. В итоге его вычисления представили нашу Галактику слишком большой. Он полагал, что центр Млечного Пути расположен от нас в 20 тысячах парсеках (примерно 65 тысяч световых лет), а диаметр всего галактического диска составляет около 90 тысяч парсек (300 тысяч световых лет). Это в сто раз больше, чем думали предшественники. Мысль о том, что Галактика столь огромна, придавала вес идее о том, что все прочие туманности – лишь спутники Млечного Пути, и Шепли поддержал эту аргументацию, рассчитав яркость того, что он счел новыми звездами во внешних туманностях.
Новые – это звезды, которые взрываются в конце своей эволюции, перед этим ненадолго начиная сиять намного ярче, чем любые звезды главной последовательности. У яркости новых есть предел, хорошо известный по наблюдениям за ними на Млечном Пути. Если бы спиральные туманности были галактиками, подобными нашей, примерно с таким громадным диаметром, какой рассчитал Шепли, то, чтобы объяснить, почему они выглядят на небе как крохотные пятна, нам пришлось бы согласиться, что расстояние до них составляет сотни миллионов световых лет, а это намного дальше, чем расстояние видимости с Земли даже для новой, если бы она взорвалась. И все же, по сообщению Шепли, в спиральных туманностях наблюдались новые звезды. Если бы они имели ту же яркость, что и новые Млечного Пути, это означало бы, что спиральные туманности расположены непосредственно за внешними границами этой огромной галактики. В итоге выходила картина необъятного Млечного Пути – самой большой агломерации во Вселенной, летящей сквозь пространство в сопровождении эскорта из небольших туманностей и, возможно, постоянно поглощающей их. Но имели ли те новые, что он нашел в спиральных туманностях, ту же яркость, что и новые, обнаруженные на Млечном Пути? К несчастью для Шепли, впоследствии оказалось, что взрывающиеся звезды, которые он заметил во время исследований, были вообще не новыми, а еще более яркими взрывами звезд, неизвестными в то время, – сверхновыми.
С интерпретацией данных, предложенной Шепли, не согласился его соотечественник Гебер Кертис
[138]: его картина Вселенной была совсем иной. Два этих мнения были представлены на встрече Национальной академии наук США (NAS) 26 апреля 1920 года и вылились в знаменитый «Большой спор»
[139]. Он закончился ничем, но задал условия для дальнейшего развития темы строения Вселенной.
Неразрешенный спор
В 1910-х годах, работая в Ликской обсерватории в Калифорнии, Кертис предпринял подробное исследование спиральных туманностей. Опираясь на их число, видимое в телескоп (так называемый рефлектор Кроссли с зеркалом в 91,44 см в диаметре) в разных частях неба, он подсчитал, что всего этому инструменту доступен примерно миллион туманностей. Для астрономов того времени это звучало почти фантастически, но в наши дни известно намного больше галактик. Изучая темные полосы (характерный признак спиральной структуры этой туманности), Кертис заключил, что относительно бедные звездами области Млечного Пути наверняка представляют собой аналогичные участки нашей Галактики, а сама она – просто одна из множества типичных спиральных. К этому выводу он пришел, измерив расстояния до спиральных туманностей на основе своих исследований новых звезд. Случилось так, что новые, которые исследовал он, действительно были аналогичны новым Млечного Пути (вспомним ярчайшие суперновые, смутившие Шепли). Таким образом, Кертис вычислил расстояния от нас до внешних туманностей и даже оказался близок к современным представлениям о них: это десятки миллионов световых лет даже до относительно близких галактик. Он стал верным апологетом идеи «островных вселенных» и писал в вышедшей в 1917 году статье:
Если исходить из равенства абсолютной величины галактических и спиральных новых, то последние, будучи на 10 величин тусклее, находятся примерно в 100 раз дальше от нас, чем первые. Таким образом, спиральные туманности, содержащие новые, находятся далеко за пределами нашей звездной системы, и эти конкретные спиральные туманности, несомненно, исходя из их относительно больших угловых диаметров, наиболее близки к нам.
Пока вроде бы все логично. Но, как и Шепли, Кертис допустил принципиальную ошибку. Он просто не мог – или не хотел – принять оценку Шепли относительно расстояний до шаровых звездных скоплений. Он соглашался, что они должны быть распределены в сферическом объеме с центром, совпадающим с центром Млечного Пути, но полагал, что наша Галактика имеет в диаметре лишь около 30 тысяч световых лет, а Солнце находится примерно в 10 тысячах световых лет от ее центра.
Расхождения между мирами Шепли и Кертиса спровоцировали организованное NASA в 1920 году обсуждение масштабов Вселенной. «Большой спор» был на самом деле совсем не похож на спор, элемент дискуссии в нем был минимальным. Каждый из ученых описал собственный взгляд на Вселенную и опубликовал свою работу, оставляя выбор аудитории и читателям. И, несмотря на название встречи, Шепли в принципе не так уж и интересовался масштабами Вселенной, его волновал преимущественно Млечный Путь. Более того, перед отъездом в Вашингтон на встречу он написал коллеге, что не собирается долго рассуждать о спиральных туманностях: у него недостаточно аргументов, чтобы подтвердить свои идеи. На встрече основная мысль Шепли заключалась в следующем: «Недавние исследования [шаровых] скоплений и связанных с ними объектов, как мне кажется, не оставляют никакой альтернативы мнению, что галактическая система по меньшей мере в десять раз больше в диаметре и по меньшей мере в тысячу раз больше в объеме, чем предполагалось еще не так давно».
