Построив зависимость светимости от длительности периода пульсации, Ливитт обнаружила чрезвычайно явную закономерность. Время пульсации цефеиды коррелировало с ее светимостью: чем длиннее был период пульсации, тем ярче горела звезда. Таким образом, для определения действительной яркости цефеиды достаточно было измерить период ее пульсации, что значительно легче, чем измерять недостающие частоты ее спектра. Такие звезды идеально подходили для измерения расстояний.

Если такая цефеида пульсирует медленно, но выглядит тусклой, это означает, что она расположена очень далеко от нас; кажущаяся яркой и быстро пульсирующая цефеида выглядит такой яркой потому, что она находится близко. С появлением этих новых средств измерения Вселенная стала приобретать определенную форму. Все новые и новые звезды откреплялись от небесного свода и занимали свои места на постепенно проявляющейся карте Млечного Пути. При этом выяснилось, что наша собственная звезда, Солнце, ютится в дальнем углу гигантского спиралевидного скопления звезд.

Но ограничивается ли этим Вселенная? Например, в ней можно увидеть световые пятна, похожие не на одиночные звезды, а на свет, исходящий от сотен миллиардов звезд. Принадлежат ли такие звездные облака к нашей Галактике, Млечному Пути, или же они образуют другую галактику, подобную нашей, но совершенно отдельную от нее? Первой из таких областей космоса, ставшей предметом исследования, было маленькое звездное скопление, обнаруженное в X в. персидским астрономом ас-Суфи. Настолько яркое, что его можно было увидеть невооруженным глазом, оно стало известно как туманность Андромеды. Предположение о том, что это и другие облака могут на самом деле представлять собой самостоятельные галактики, было впервые высказано в 1750 г. английским астрономом Томасом Райтом. Прочитав об идеях Райта, Иммануил Кант выразил их в романтической формулировке «островной вселенной».

Споры о природе таких звездных облаков не утихали годами и достигли наивысшего накала в прямой дискуссии между противоборствующими группами, ныне известной под названием «Великого спора». Он проходил в 1920 г. в Национальном музее естественной истории Смитсоновского института в Вашингтоне. На повестке дня стоял вопрос о размере и масштабах Вселенной. Астроном Харлоу Шепли доказывал, что такие скопления могут светить настолько ярко, только если они являются частью нашей же Галактики. Гебер Кертис возражал, что число новых – катастрофических ядерных вспышек, происходящих в звездах, – отмеченных в этом скоплении, превосходит число подобных событий, зарегистрированных во всей нашей Галактике. Как настолько богатая новыми область может быть частью нашей Галактики?

В конце концов туманность Андромеды пришлось убрать из нашей Галактики: наблюдения американского астронома Эдвина Хаббла доказали, что она является самостоятельной галактикой, отдельной от нашей. В 1925 г. Хаббл работал в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии и использовал телескоп Хукера, крупнейший телескоп своего рода на этот момент, для анализа расстояния до туманности Андромеды.

Хаббл заметил, в частности, одну звезду, которую можно было использовать для вычисления этого расстояния. В центре туманности располагалась одна из цефеид, которые исследовала Ливитт. Эта звезда пульсировала, становясь тусклее и ярче с периодом в 31 день. Согласно анализу Ливитт, она должна была быть очень яркой, но в телескопе выглядела чрезвычайно тусклой. Сочетание периода пульсирования и измеренного значения видимой светимости звезды показало, что она находится на расстоянии 2,5 миллиона световых лет от Солнца. Максимальное расчетное расстояние между звездами Млечного Пути составляет 100 000 световых лет. Открытие Ливитт в сочетании с вычислениями Хаббла самым решительным образом изменило наше представление о Вселенной. Она оказалась значительно больше, чем кто-либо мог вообразить.

Предложенный Ливитт метод использования цефеид для исследования космического пространства настолько радикально преобразовал нашу картину Вселенной, что шведский математик Гёста Миттаг-Леффлер хотел номинировать ее на Нобелевскую премию 1924 г. К своему огромному огорчению, он выяснил, что в декабре 1921 г. Ливитт умерла от рака и премия не могла быть ей присуждена.

Такое новое понимание масштаба удаленных галактик дало нам представление об истинной природе космоса. Но насколько простирается Вселенная за пределами таких удаленных галактик? Первым земным исследователям, покидавшим свои деревни, наверное, казалось, что Земля огромна – возможно, бесконечна. Но по мере развития путешествий стало понятно, что поверхность Земли конечна и доступна для исследования. Так как же обстоит дело с космосом? Сможем ли мы, покинув свою Галактику, понять, какое место наша космическая деревня занимает в более масштабной картине космоса?

Легко себе представить Землю конечную, но не имеющую края. Решение этой загадки – поверхность сферы. Но как может быть конечным космос? Эту головоломку исследует один из моих любимых фильмов – «Шоу Трумана». Джим Керри играет в нем Трумана Бербанка, который не подозревает о том, что весь его мир – сценарное телевизионное реалити-шоу, поставленное внутри гигантского купола. Когда у него в конце концов возникают сомнения относительно окружающего его мира, Труман садится в лодку и отправляется в море, окружающее его родной город Сихэвен, – и обнаруживает, что небо, которое казалось ему бесконечным, на самом деле нарисовано на студийном заднике. А за краем своей вселенной он находит телекамеры, снимающие каждое его движение.

Я не думаю, что мы живем в таком вот «Шоу Трумана». Я не думаю, что, отправившись в космос, можно неожиданно натолкнуться на стенку студии или на окружающий мир небесный свод, подобный моей модели. И мне кажется, что большинство людей со мной согласятся. В конце концов, такая модель только поднимает вопрос о том, что находится за этим пределом. Встретим ли мы там небесную съемочную группу, наблюдающую за нами? А что случится с этой съемочной группой, если она отправится в такое же путешествие в своем мире? Там что, съемочные группы до самого конца? Поэтому большинство из нас, будучи поставлено перед этим вопросом, заключает, что единственное возможное решение этой головоломки – бесконечная Вселенная.

Но у математиков есть еще и третий вариант, согласно которому Вселенная может не иметь границы, но тем не менее быть конечной. В такой Вселенной космическое путешествие не продолжается бесконечно далеко, но в конце концов возвращается в свою начальную точку подобно кругосветному путешествию на Земле.

Чтобы понять, как такая Вселенная может быть устроена, полезно рассмотреть маленькую игрушечную вселенную. Игра «Астероиды», созданная в 1979 г. компанией Atari, дает превосходный пример конечной, но неограниченной двумерной вселенной. Эта вселенная состоит всего из одного компьютерного экрана, но, когда космический корабль доходит до верхнего края экрана, он не отражается от границы на манер двумерного «Шоу Трумана», а тут же появляется в самом низу. С точки зрения астронавтов, летящих в этом корабле, они совершают бесконечное космическое путешествие. То же происходит и при приближении корабля к левому краю экрана: он не врезается в стенку, а просто появляется на правом краю. Астронавты могут начать замечать повторяющиеся ориентиры, хотя, конечно, в условиях динамической вселенной узнавать одни и те же объекты, мимо которых они пролетают во второй или третий раз, может быть непросто.