27
в 1930—1949 гг. X. Шепли, К. Лундмарк, Б. П. Герасимо-
вич и Б. В. Кукаркин. Ревизии нуль-пункта основыва-
лись большей частью на собственных движениях цефеид,
и результаты в общем получались успокоительными —
больших ошибок в нуль-пункте Шепли не обнаружива-
лось, хотя и высказывались подозрения, что цефеиды не-
сколько ярче, чем думал Шепли. Зависимость широко
применялась при внегалактических исследованиях, с ее
помощью определяли расстояние ближайших галактик и
затем постоянную Хабла, коэффициент в формуле, свя-
зывающей скорость удаления галактики с ее расстоя-
нием. Проблема нуль-пункта зависимости «период —
светимость» оказалась тесно связанной с космологиче-
ской проблемой, решением вопроса о прошлом и будущем
Вселенной. Постоянная Хабла определяет «экспансион-
ный» возраст Вселенной (время, прошедшее с того гипо-
тетического момента, когда все вещество Вселенной на-
ходилось в состоянии бесконечно большой плотности).
35
Понятно поэтому, с каким вниманием рассматрива-
лись все факты, могущие поколебать нашу уверенность в
надежности нуль-пункта зависимости «период — свети-
мость». И хотя данные о самих цефеидах эту уверен-
ность в 1930-х годах не особенно колебали, были и неко-
торые беспокоящие обстоятельства. Шаровые скопле-
ния в нашей Галактике оказывались на 1 ш ,5 я/рче, чем
в М31 (туманности Андромеды). Новые звезды также
обнаруживали расхождение того же порядка. Размеры
других галактик получались такими, что наша Галак-
тика оказывалась самой большой — возможная, конечно,
вещь, но маловероятная. Наконец, постоянная Хабла
оказывалась столь большой, что «экспансионный возраст
Вселенной» получался чуть ли не меньше, чем возраст
Земли. Попытки объяснить противоречия неточностью
шкалы звездных величин в М31 оказались безуспеш-
ными.
Решение проблемы было дано в работе Вальтера
Бааде, обнародованной в 1952 г. За три года до этого
он начал регулярные наблюдения туманности Андроме-
ды при помощи 5-метрового рефлектора, только что уста-
новленного на горе Паломар. Бааде ожидал, что с этим
инструментом можно будет выявить в этой туманности
переменные типа RR Лиры, но оказалось, даже ярчай-
шие звезды шаровых скоплений, которые на 1 т ,5 ярче
переменных типа RR Лиры, находятся близ предела
пластинки. Эти переменные, следовательно, невозможно
было зафиксировать, и Бааде и не пытался этого сделать.
Их светимость, как мы знаем, считалась равной 0 т , и
поэтому светимость звезд, выявленных Бааде, была опре-
делена им в —1^,5. Поскольку видимая величина этих
звезд составляла 22 ш ,75, отсюда следовало, что модуль
расстояния туманности Андромеды, т — М у составляет
24 т ,25. Однако цефеиды дают модуль расстояния, рав-
ный 22 т ,75—расхождение снова составляло ту же са-
мую величину, 1 т ,5. Вот в этом и состоит открытие
Бааде — либо цефеиды надо сделать ярче на 1^,5, либо