Именно Слайфер, которого мы упоминали выше, с помощью нового наблюдательного оборудования нашел одну из первых зацепок: в 1912 г. он обнаружил, что туманность Андромеды, судя по всему, стремительно движется в нашем направлении с довольно существенной скоростью около 300 км/с, что составляет около 1 млн км/ч. В 1914 г., при ее измерении, он выяснил, что несколько других туманностей также движутся с высочайшей скоростью, но уже в противоположном от нас направлении. Эти скорости было невозможно себе представить. Например, в 1912 г. на гонках «Индианаполис-500» самый быстрый автомобиль, который первым пришел к финишу, двигался со средней скоростью всего 129 км/ч. Отчасти изумление, которым сопровождались подобные наблюдения, было вызвано абсолютной невозможностью человеческого воображения охватить такие колоссальные скорости.

Внешние галактики (которые в то время называли внегалактическими туманностями) считались скоплениями звезд, которые либо были слишком тусклыми, либо располагались слишком близко друг к другу, чтобы их можно было рассмотреть по отдельности невооруженным глазом. Сегодня нам известно, что галактики, подобные нашему Млечному Пути, состоят из сотен миллиардов звезд, газа и пыли и что во Вселенной помимо нашей есть миллиарды и миллиарды других галактик. Во времена Слайфера точное расстояние до туманностей оставалось неизвестным, и один из вопросов, который часто вызывал дебаты среди астрономов, звучал так: располагались ли эти далекие туманности внутри нашей Галактики или же они были «островами во Вселенной» за пределами Галактики? Предполагаемый размер Вселенной в те дни, как и сегодня, определялся по видимой границе — насколько далеко мы можем проникнуть взглядом с помощью самых передовых из имеющихся инструментов. Что касается концепции, то представление о туманностях как изолированных в космосе скоплениях звезд не было чем-то новым. Английский астроном Томас Райт (1711–1786) сформулировал эту концепцию еще в 1750 г. Райт, который на протяжении всей жизни был поглощен желанием примирить свои религиозные и научные взгляды, воспринимал такие астрономические объекты в рамках космотеологического мировоззрения. До измерения космических расстояний существовало предположение, что любой объект Вселенной очень похож на другой, и поэтому, если считать, что все звезды приблизительно такие же яркие, как Солнце, самые тусклые кажутся таковыми, так как просто находятся гораздо дальше. Следовательно, расстояния до них можно измерить, сравнив их с яркостью Солнца. Однако предположения изобретательного Райта выходили за пределы Млечного Пути: он представлял, что туманности могут находиться и вне нашей обитаемой Галактики.

Современник Райта философ Иммануил Кант всеми силами поддерживал это утверждение о существовании множества внешних туманностей за пределами нашей собственной Галактики, называя их «островными Вселенными». В трактате «Общая естественная история и теория неба» (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels), опубликованном в 1755 г., Кант написал (согласно переводу): «Мы видим, что существуют похожие звездные системы (звезды туманностей, туманности), которые разбросаны в космосе на бесконечных расстояниях, и что мироздание во всем своем необъятном величии повсюду организовано в системы, члены которых связаны друг с другом… Впереди лежит широкий простор для открытий, и наблюдения сами по себе послужат ключом к разгадке»{14}.

Хаббл в своих Силлимановских лекциях, с которыми он выступал в Йельском университете в 1935 г. (они были опубликованы под названием «Царство туманностей»), описал гипотезу Райта: «Единая звездная система, изолированная во Вселенной, не удовлетворяла его философскому складу ума. Он вообразил другие похожие системы и для видимых свидетельств их существования обратился к таинственным облакам, называемых туманностями»{15}.

Астрономы стали изучать туманности, и Слайфер к 1914 г. измерил скорости 13 из них, воспользовавшись изменением длины световой волны, которая возникает из-за движения источника относительно нашего местоположения. Подобно более частому и высокому звуку сирены приближающейся «скорой помощи», спектр света, излучаемый телом, которое движется в нашу сторону, перемещается ближе к синему краю (синее смещение). Напротив, когда излучающий свет объект движется в противоположном от нас направлении, длина волны смещается в красную часть спектра — возникает красное смещение. С помощью этого явления, известного как эффект Доплера, которое дает возможность обнаружить приближение или удаление космических объектов, Слайфер вычислил, что туманности в основном удаляются от нас со скоростью приблизительно 600 км/с, что существенно выше скорости любого известного объекта Солнечной системы. В течение следующих восьми лет он собрал данные о более чем 40 подобных туманностей и обнаружил, что все они, судя по всему, постепенно удаляются, исключение составила лишь туманность Андромеды. Астрономы, среди которых был и Хаббл, задумались над результатами Слайфера, и даже такие выдающиеся теоретики, как, например, Эддингтон, были озадачены подобными огромными скоростями. Эти измерения было непросто интерпретировать, но все признали, что они имеют значение и требуют дальнейшего изучения и осмысления. На тот момент никто не понимал, что речь идет о внегалактических туманностях, так как не было принципиально важных данных — насколько далеко они находятся от Земли.

В 1912 г. Ливитт в Гарвардской обсерватории совершила важнейший прорыв. Директор обсерватории Пикеринг планировал исследовать широкую область ночного неба и, следовательно, был заинтересован в сборе статистики астрономических объектов, в то время как Слайфер углубился в длительное изучение отдельных галактик. Женщины с увеличительным стеклом в руке, привлеченные Пикерингом в качестве рабочих ресурсов, корпели над анализом фотопластинок, занимаясь скрупулезными измерениями. К тому времени фотопластинки были довольно чувствительными, и на каждой из них было запечатлено более тысячи звезд в виде темных пятнышек. Армия женщин Пикеринга, его человеческие компьютеры, занимались утомительной задачей — измеряли и записывали параметры изображения самых ярких звезд{16}.

Астрономы догадались, что при наличии информации об истинной яркости звезды силу ее свечения можно было бы использовать для того, чтобы определить расстояние до Земли. Например, нам известно, что яркость лампочки — 60 Вт, если же она в четыре раза тусклее, мы можем сделать вывод, что она находится в два раза дальше, чем такая же лампочка у нас над головой. Но для подобного сравнения необходимо стандартизировать источники света. Ливитт просто обнаружила набор подобных «звездных лампочек» с известной мощностью в ваттах (так называемые стандартные свечи), иначе говоря, переменные звезды цефеиды. Хотя идея рассматривать переменные звезды в качестве эталонов светимости может показаться парадоксальной, изменение их яркости характеризуется удивительной регулярностью, что позволяет использовать такие объекты в качестве калибровочного инструмента. Яркость этих звезд циклично изменяется регулярным и предсказуемым образом, варьируя от нескольких дней до нескольких месяцев. Ливитт обнаружила зависимость между яркостью цефеид и периодом пульсации. Она вела кропотливую работу по исследованию небольших изменений на многочисленных фотопластинках одного и того же участка неба. Более яркие звезды выглядели как более крупные темные пятна. Она сравнивала размеры таких темных пятен с размерами изображений на калибровочной шаблонной пластинке — проверяла одну за другой отдельные звезды на предмет изменения их яркости. Изучив сотни пластинок, Ливитт стала авторитетным экспертом в вопросах измерения яркости звезды, запечатленной на фотопластинке. Она искала переменные звезды, яркость которых изменялась бы регулярно через фиксированные интервалы времени. Для сравнения пластинок одного и того же участка неба, снятого в разное время, их приходилось совмещать с позитивом того же кусочка неба, снятым в другой день. Если черные и белые пятна на негативном и позитивном изображениях не совпадали должным образом, Ливитт определяла звезду как переменную. После скрупулезной работы в 1908 г. она заявила об открытии 1777 новых переменных звезд в Магеллановом Облаке в Южном полушарии. В самом конце статьи, опубликованной в циркуляре Гарвардской обсерватории, она перечисляет 16 особых звезд (позднее причисленных к цефеидам), «более яркие из которых характеризуются более длительными периодами». Так как все эти звезды находились в одном и том же «облаке» или туманности и, следовательно, приблизительно на одном расстоянии от Земли, она смогла заключить, что их периоды должны быть связаны с их свечением, а не расстоянием до них. Более яркие цефеиды имели более длительные периоды. Обработав эти данные, Ливитт поняла, что может измерить расстояние до этих цефеид. Поскольку две такие звезды с одинаковой светимостью имеют одинаковый период, если одна кажется ярче другой, она определенно находится ближе к нам. Причина проста: яркость ослабевает обратно квадрату расстояния. Звезда в два раза более далекая, чем другая, но с одинаковой видимой яркостью излучает в четыре раза более мощный поток света. Предложенный Ливитт метод измерения расстояний, таким образом, включал следующие этапы: измерить период цефеиды и ее видимую яркость, воспользоваться соотношением периода и блеска для оценки ее объективной яркости, а затем сравнить объективную и видимую яркость для вычисления расстояния до нее. Никто, кроме Ливитт, не был в состоянии найти цефеиды, так как, работая «человеческим компьютером», она проанализировала больше пластинок — и больше звезд, — чем любой из ее конкурентов{17}.