Вскоре были измерены параллаксы других звёзд, так что стали известны расстояния до многих из них. Если вы ночью проследите за удаляющимся автомобилем, яркость его габаритных огней будет убывать обратно пропорционально квадрату расстояния до него (вдвое дальше — вчетверо слабее). Теперь, когда Бессель знал расстояние до звезды 61 Лебедя, он воспользовался законом обратных квадратов для вычисления её светимости. Полученный результат оказался сопоставим со светимостью Солнца, что с запозданием подтвердило правоту Джордано Бруно.

Почти одновременно, в 1814 году, немецкий оптик Йозеф фон Фраунгофер изобрёл спектроскоп, позволивший раскладывать белый свет на цвета и измерять их. Фраунгофер открыл в радуге загадочные тёмные линии (рис. 2.5) и выяснил, что их точные положения в цветовом спектре зависят от того, из чего сделан источник света, то есть они оказались своего рода спектральными отпечатками пальцев. В последующие десятилетия были измерены и занесены в каталоги спектры многих распространённых веществ. С помощью этой информации можно показать замечательный фокус на вечеринке и впечатлить друзей, определяя, что светится в их фонариках, лишь анализируя испускаемый ими свет и даже не подходя близко. Спектр солнечного света неожиданно показал, что Солнце, пылающий шар в небесах, содержит водород и некоторые другие элементы, хорошо известные на Земле. Более того, когда собранный телескопом звёздный свет изучили с помощью спектроскопа, оказалось, что звёзды в первом приближении состоят из той же смеси газов, что и Солнце. Это закрепило победу Бруно: звёзды — это далёкие солнца, сходные как по выделяемой энергии, так и по составу. Так за считанные десятилетия звёзды превратились из непостижимых белых точек в гигантские шары горячего газа, химический состав которых можно определить.

Рис. 2.5. Радуга, сфотографированная моим сыном Александром, ведёт не к горшку с золотом, а к золотой жиле информации об устройстве атомов и звёзд. В гл. 7 мы узнаем, что соотношение интенсивности различных цветов объясняется тем, что свет состоит из частиц (фотонов), а положение и ширину многих тёмных линий можно вычислить с помощью квантово-механического уравнения Шрёдингера.

Спектр — это настоящая золотая жила астрономической информации, и всякий раз, когда вам приходит в голову, что вы выжали из него всё, что можно, оказывается, что в нём закодировано что-нибудь ещё. Спектр позволяет измерить температуру объекта, не прикасаясь к нему термометром. Вы и без прикосновения знаете, что раскалённый добела кусок металла горячее раскалённого докрасна, и, аналогично, беловатые звёзды горячее красноватых. С помощью спектроскопа температуру можно определять очень точно. В качестве неожиданного бонуса теперь эта информация позволяет определить размеры звезды, подобно тому, как отгадывание одного слова в кроссворде помогает отгадать другое. Температура показывает, сколько света испускает каждый квадратный метр звёздной поверхности. Поскольку можно вычислить общее количество испускаемого звездой света (по расстоянию до неё и видимому блеску), теперь можно определить и площадь поверхности звезды в квадратных метрах и узнать, насколько она велика.

Спектр звезды также содержит скрытые подсказки о её движении, заключающиеся в небольших сдвигах частоты (цвета) излучения за счёт так называемого эффекта Доплера — того самого, который превращает сигнал проезжающего мимо автомобиля в характерное «вжи-и-и-и-у-у-у…»: частота выше, когда автомобиль приближается к вам, а затем становится ниже, когда он начинает удаляться. В отличие от Солнца, большинство звёзд состоит в устойчивых парных отношениях, кружась друг вокруг друга по постоянной орбите. Часто это кружение можно заметить благодаря эффекту Доплера, который заставляет спектральные линии звёзд двигаться взад и вперёд при каждом обороте. Величина этого смещения показывает скорость движения, а наблюдая за двумя звёздами, можно иногда измерить расстояние между ними. В совокупности эта информация позволяет показать ещё один замечательный фокус: мы можем взвешивать звёзды, не помещая их на весы, а применяя ньютоновы законы движения и тяготения для вычисления того, насколько массивными должны быть звёзды, чтобы двигаться по наблюдаемым орбитам. В некоторых случаях доплеровские смещения позволяют обнаружить планеты, обращающиеся вокруг звезды. Если планета проходит на фоне звезды, небольшое уменьшение звёздного блеска позволяет определить размер планеты, а небольшое изменение в спектральных линиях показывает, есть ли у планеты атмосфера и из чего она состоит. Спектры — это благодатный дар природы. Определение ширины спектральных линий у звёзд заданной температуры позволяет измерить газовое давление. А по тому, как спектральные линии расщепляются на две или более линий, можно измерить напряжённость магнитного поля на поверхности звезды.

Подведём итоги. Вся имеющаяся у нас информация о звёздах получена от доходящего до Земли слабого света, однако вдумчивая детективная работа позволила нам извлечь из него сведения о расстоянии до звёзд, их размерах, массе, составе, температуре, давлении, магнетизме и о наличии у них планетных систем. То, что человеческий разум смог узнать всё это из, казалось бы, непостижимых белых точек, — это триумф, который, я думаю, заставил бы гордиться собой даже Шерлока Холмса и Эркюля Пуаро!

Моя бабушка Сигне умерла в возрасте 102 лет. Я некоторое время раздумывал о её жизни, и меня поразило, что она выросла в другом мире. Когда она пошла в колледж, известная нам Вселенная представляла собой лишь Солнечную систему и облако звёзд вокруг неё. Она и её друзья, вероятно, думали об этих звёздах как о невообразимо далёких объектах: свет от ближайших из них идёт к нам несколько лет, а от самых далёких — тысячи лет. Всё это по современным меркам может считаться нашим уютным космическим двориком.

Если в её колледже были астрономы, они могли рассуждать о туманностях — размытых облакоподобных объектах в ночном небе, среди которых попадались красивые спиральные формы, вроде изображений на знаменитом полотне Ван Гога «Звёздная ночь». Что это за объекты? Многие астрономы считали их скучными межзвёздными газовыми облаками, но некоторые придерживались более радикальных взглядов — они полагали, что это «островные вселенные», которые сегодня мы называем галактиками — огромные группы звёзд, находящиеся столь далеко, что они не видны по отдельности в телескоп и поэтому кажутся туманной дымкой. Чтобы разрешить этот спор, астрономам требовалось измерить расстояние до некоторых туманностей. Но как это сделать?

Метод параллакса, который работал для ближайших звёзд, не годился для туманностей: они настолько далеко, что их параллактические углы слишком малы для измерения. Как ещё можно измерить большие расстояния? Если посмотреть в телескоп на далёкую лампочку, можно заметить, что на ней напечатано «100 ватт», и это всё, что вам нужно: просто воспользуйтесь законом обратных квадратов и вычислите, как далеко она должна находиться, чтобы иметь наблюдаемую яркость. Астрономы называют такие полезные объекты известной светимости стандартными свечами. Применяя вышеупомянутый детективный метод, астрономы с сожалением обнаружили, что звёзды вовсе не стандартизированы: некоторые светят в миллион раз ярче Солнца, а другие в тысячу раз слабее. Однако если вы сможете, наблюдая звезду, увидеть, что на ней написано «4 × 1026 ватт» (корректная маркировка для нашего Солнца), у вас появится стандартная свеча и возможность вычислить расстояние до неё точно так же, как до лампочки. К счастью, природа снабдила нас особым типом полезных в этом отношении звёзд — их называют цефеидами. Это переменные звёзды, светимость которых колеблется во времени из-за того, что они меняются в размерах. В 1912 году гарвардский астроном Генриетта Соун Ливитт обнаружила, что темп их пульсаций может служить ваттметром: чем больше дней проходит между двумя последовательными пульсациями, тем больше излучается ватт световой энергии.