карликов.
Как же распределены галактики в пространстве?
Оказалось, что это распределение крайне неравномерное. Большая часть их входит в состав скоплений. Скопления галактик столь же разнообразны по своим свойствам, как и сами галактики. Чтобы навести в их описании хоть какой-нибудь порядок, астрономы придумали несколько их классификаций. Как всегда в подобных случаях, ни одна классификация не может считаться полной. Для наших целей достаточно сказать, что скопления можно разделить на два типа — правильные и неправильные.
Правильные скопления часто огромны по своей массе. Они обладают сферической формой и в них входят десятки тысяч галактик. Как правило, все эти галактики эллиптические или линзообразные. В центре находятся одна или две гигантские эллиптические галактики. Ближайшее к нам правильное скопление находится в направлении созвездия Волосы Вероники на расстоянии около трехсот миллионов световых лет и имеет в поперечнике более десяти миллионов световых лет. Галактики в этом скоплении движутся друг относительно друга со скоростями около тысячи километров в секунду.
Гораздо более скромны по массам неправильные скопления. Число галактик, в них входящих, в десятки раз меньше, чем в правильных скоплениях, и это галактики всех типов. Форма их неправильная, имеются отдельные сгущения галактик внутри скопления.
Неправильные скопления могут быть и совсем маленькими, вплоть до мелких групп, состоящих из нескольких галактик.
Что же дальше, в еще более крупных масштабах, чем скопления галактик? Есть ли скопления скоплений галактик, то есть сверхскопления?
В последнее время исследованиями эстонских астрофизиков Я. Эйнасто, А. Саара, М. Йыэвээра и других, американских специалистов П. Пиблса, О. Грегори, Л. Томпсона показано, что самые крупномасштабные неоднородности в распределении галактик носят «ячеистый» характер. В «стенках ячеек» много галактик, их скоплений, а внутри — пустота. Размеры ячеек около 300 миллионов световых лет, толщина стенок 10 миллионов световых лет. Большие скопления галактик находятся в узлах этой ячеистой структуры. Отдельные фрагменты ячеистой структуры и называют сверхскоплениями. Сверхскопления часто имеют сильно вытянутую форму наподобие нитей или лапши. А еще дальше?
Вот тут мы сталкиваемся с новым обстоятельством. До сих пор мы встречались со все более сложными системами: маленькие системы образовывали большую систему, эти большие системы, в свою очередь, объединялись в еще большую и так далее. То есть Вселенная напоминала русскую матрешку. Маленькая матрешка находится внутри большой, та внутри еще большей. Оказалось, что во Вселенной есть наибольшая матрешка! Крупномасштабная структура в виде «лапши» и «ячеек» не собирается уже в более крупные системы, а равномерно в среднем заполняет пространство Вселенной. Вселенная в самых больших масштабах (более трехсот миллионов световых лет) оказывается одинакова по своим свойствам — однородна. Это очень важное свойство и одна из загадок Вселенной. Почему-то в сравнительно мелких масштабах есть огромные сгустки вещества — небесные тела, их системы, все более сложные, вплоть до сверхскоплений галактик, а в очень больших масштабах структурность исчезает. Подобно песку на пляже. Глядя вблизи, мы видим отдельные песчинки, глядя с большого расстояния и охватывая взглядом значительную площадь, видим однородную массу песка.
То, что Вселенная однородна, удалось проследить вплоть до расстояний в десять миллиардов световых лет!
К решению загадки однородности мы еще вернемся, а пока обратимся к вопросу, который, наверно, возник у читателя. Как удается измерить столь огромные расстояния до галактик и их систем, уверенно говорить об их массах, о скоростях движения галактик?
«Мерные масштабы» и другие инструменты астрономов
Начнем с расстояний. Несомненно, измерение расстояний в миллионы световых лет и более является чудом современной науки.
Еще в начале нашего века об измерении подобных расстояний не было и речи. Как же, с какими «мерными лентами» удалось пробиться сквозь эти невообразимые дали?
Это был очень трудный научный путь. Шаг за шагом, ступенька за ступенькой удавалось постепенно продвигаться в измерении все более далеких расстояний. При этом следующий шаг всегда основывался на успехах предыдущего.
Первая серьезная ступенька была преодолена еще в середине прошлого века. Расстояния до трех близких к нам звезд были измерены практически одновременно в России, Германии и Африке. Суть метода этих измерений в принципе такая же, как и в измерении расстояний на Земле с помощью дальномера. Дальномеры теперь встроены даже в фотоаппараты и поэтому знакомы каждому. Принцип работы такого прибора состоит в том, что направление на рассматриваемый предмет несколько различно для разных окошечек дальномера. Если известно расстояние между окошечками и угол изменения направления, то легко рассчитывается расстояние по правилам тригонометрии. В дальномере этот расчет выполняет простейшее механическое устройство. Чем дальше предмет, тем на большее расстояние надо разнести окошечки дальномера, чтобы измерение было достаточно надежным. Расстояние между окошечками называют базисом, а сам способ получил название тригонометрического. При измерении расстояний до звезд роль базиса играет диаметр земной орбиты вокруг Солнца. Изменение направления на звезду измеряется с интервалом в полгода из диаметрально противоположных точек земной орбиты. Но даже при таком огромном базисе изменение направления на ближайшие звезды меньше одной угловой секунды дуги, и требуется большая тщательность и высокое искусство измерений.
Выяснилось, что даже ближайшие звезды удалены от нас на расстояние больше светового года.
Со времени первых измерений расстояний до звезд прошло больше столетия. Несмотря на огромный прогресс в технике и методах измерений, и сейчас с помощью тригонометрического метода можно уверенно определять расстояние до звезд не больше ста световых лет.
До границ Галактики при этом еще невообразимо далеко, а о других галактиках и говорить не приходится.
Следующий огромный шаг по лестнице, ведущей вдаль, был сделан уже в начале нашего столетия, и его помогли сделать звезды, систематически меняющие свой блеск, — переменные звезды.
Начало было положено американским астрономом Генриеттой Ливитт, изучавшей переменные звезды в одной из ближайших к нам галактик — Малом Магеллановом Облаке, видимом на южном небесном полушарии.
Через несколько лет после начала исследования она выяснила любопытнейший факт. Двадцать пять звезд оказались переменными, строго периодически меняющими свой блеск. Причем чем больше был период изменения блеска, тем арче была сама звезда! Г. Ливитт пришла к замечательному выводу: «Так как эти переменные звезды, вероятно, находятся на одинаковом расстоянии от Земли (потому что все они находятся в одной галактике — Малом Магеллановом Облаке, — И. Н.), их периоды, очевидно, связаны с количеством излучаемого ими света».
Значение этого открытия трудно переоценить. По периоду изменения яркости можно узнать светимость звезды.
Мы знаем, что видимый блеск звезды на небе ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Сравнивая истинную светимость звезды с видимым блеском, можно вычислить расстояние!
Правда, для того, чтобы можно было по периоду изменения блеска звезд, изученных Г. Ливитт, вычислять расстояние, надо знать истинную светимость хотя бы одной такой звезды.
Первая попытка это сделать была предпринята Э. Герцшпрунгом. Он понял, что звезды, наблюдаемые Г. Ливитт в Малом Магеллановом Облаке, точно такие же, как хорошо известные переменные звезды, называемые цефеидами, в нашей Галактике. Блеск цефеид меняется из-за того, что они
