Теории строения и эволюции звезд XX в. обязаны XIX в. достижениями, которые опирались главным образом на звездную спектроскопию. Как мы видели, первые два десятилетия нового века оказались свидетелями разработки особенно ценных инструментов для изучения строения звезд и галактик в виде диаграммы ГР и зависимости масса-светимость. Как объяснялось ранее, диаграмму ГР представляли в разных обличьях, не только как график, связывающий спектральный класс и абсолютную (визуальную) звездную величину. Спектральный класс обычно замещался числовым показателем цвета или эффективной температурой – связь между ними вытекала из теоретической физики. Спектральные классы определялись главным образом по наличию или отсутствию специфических спектральных линий. Важный физический вклад состоял в следующем: эти линии, как правило, были гораздо лучшим индикатором различий эффективных температур, чем химического состава. (Например, в самых горячих звездах водород почти полностью ионизирован, поэтому его линии поглощения слабы либо вовсе отсутствуют. Тем не менее водород все же входит в состав и этих звезд.) Другая трудность состояла в том, что две звезды (хорошим примером в данном случае являются Ригель [β Ориона] и Регул [α Льва]) могли принадлежать одному и тому же спектральному классу, но при этом различаться по ширине своих линий. Это различие, как выяснилось, являлось отражением разницы их светимостей, а следовательно, и их размеров; поэтому ширина линий вскоре стала рассматриваться как важный параметр.

Сначала астрономы скептически отнеслись к значительному разбросу размеров звезд и их светимостей, который следовал из этих новых интерпретаций, но в конечном счете большинство скептиков удалось переубедить. Вскоре метод спектроскопического определения параллаксов, разработанный Уолтером Адамсом (см. выше на с. 756), позволил накопить большое количество данных о существования звезд, воплощающих две эти крайности, – гигантов и карликов. Эддингтон отчаянно призывал к получению большего количества информации посредством прямого измерения звездных диаметров. И здесь астрономы столкнулись с практической проблемой огромной сложности. Каким образом можно измерить диаметры звезд?

Попытки установить угловые размеры звездных дисков неоднократно предпринимались и ранее. Например, Тихо Браге оценивал их как две минуты дуги для звезд первой величины и четверть минуты для звезд пятой величины – предельно слабых, но еще различимых для большинства обычных людей. («Величина» звезд, как в то время полагали, может быть измерена по их угловому размеру, от которого, предположительно, должен был зависеть их блеск.) Телескоп Галилея продемонстрировал: эти размеры оказались сильно преувеличенными, и (игнорируя ложные, явно фиктивные диски) звезды продолжают казаться точками. Тем не менее он попробовал измерить угловой размер яркой звезды Веги, использовав тонкую шелковую нить известной толщины и попытавшись определить угловое расстояние, на котором звезда будет хотя бы отчасти затмеваться ею. Сегодня мы знаем, что полученное им значение 5 секунд дуги было завышено более чем в тысячу раз. Ньютон использовал совершенно другой подход. Задавшись вопросом, на каком расстоянии должно находиться Солнце, чтобы его видимый блеск сравнялся с блеском звезды первой величины, и предположив, что все звезды обладают приблизительно одними и теми же (известными) физическими размерами, он оценил эту величину примерно в две тысячные доли секунды дуги; это оказалось весьма близко к истине. Однако такой подход нельзя считать прямым измерением отдельно взятой звезды. Первое надежное измерение удалось сделать в XIX в. с использованием интерферометрии, на основании предложений, сделанных в 1868 г. физиком Арманом Ипполитом Луи Физо. Идея заключалась в том, чтобы воспроизвести классический эксперимент Томаса Юнга с двухщелевой интерференцией, в котором световые лучи от источника проходят сначала через одну щель, а потом через две другие и интерферируют на экране. Двигаясь по немного различающимся траекториям, световые волны будут усиливаться в точках, где они совпадают по фазе, образуя на экране яркое изображение, а точки, где они будут в противофазе, останутся темными, и, конечно, в промежуточных точках будет получаться результат, представляющий нечто среднее между этими двумя крайностями. В астрономическом случае предполагалось заменить двойную щель двумя входными отверстиями, расположенными перед телескопом.

Первую попытку сделать что-либо подобное предпринял в 1873 г. сотрудник Марсельской обсерватории Эдуард Жан Мари Стефан. Он полностью закрыл объектив своего телескопа (80-сантиметрового рефлектора), оставив только два небольших отверстия в диаметрально противоположных точках зеркала. Они играли роль двух щелей Юнга. Однако ничего, что могло бы стать аналогом первой щели в астрономии, придумать не удалось. Цель установки Юнга – обеспечение узкого и когерентного одиночного источника света с расположенным позади него истинным источником. Если бы звезда не занимала значительной площади, она могла бы играть роль лампы или первой щели Юнга, но более точный анализ должен принимать во внимание интерференционную картину, создаваемую всеми частями звезды. Иными словами, окончательный вид интерференционной картины, какой она будет видна в фокальной плоскости телескопа, обусловливается суперпозицией двух отдельных групп дифракционных полос – по одной от каждого входного отверстия телескопа. (Мы называем их группами, поскольку они исходят от всех частей звезды.) Можно доказать, что наложение полос исчезнет, когда расстояние между двумя входными отверстиями достигнет какого-либо определенного значения, обратно пропорционального угловым размерам диска, и что это без труда выводится из геометрии самого эксперимента.

Стефан исследовал описанным способом несколько ярких звезд и обнаружил, что ни в одном из случаев не получается добиться исчезновения полос. Вне зависимости от корректности проведенного эксперимента, это был нетривиальный результат, поскольку он устанавливал верхний предел угловых диаметров, который, по его выкладкам, должен быть менее 0,158″. На этом решение данной задачи остановилось до 1891 г., когда польско-американский астроном А. А. Майкельсон применил указанный метод к спутникам Юпитера. Однако он понимал, что используемый инструмент не годится для работы с гораздо меньшими дисками звезд, если не соединить его с одним из самых больших телескопов, и что даже в этом случае ему потребуется увеличить расстояние между аналогами «щелей Юнга». Это удалось сделать с помощью своего рода двойного перископа (ил. 230), и, после некоторых поспешных приготовлений, для решения этой задачи использовали 100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон (расстояние между небольшими внешними зеркалами установки составляло двадцать футов). Наконец, в декабре 1920 г. Ф. Г. Пиз и Дж. А. Андерсон выполнили успешное измерение углового диаметра Бетельгейзе (α Ориона). Сопоставив полученный результат 0,047″ (близкий к значению 0,051″, предсказанному Эддингтоном) с предполагаемым расстоянием до звезды, они пришли к поразительному выводу, что звезда превышает по размерам орбиту Земли вокруг Солнца. (На самом деле, она почти в четыре раза больше, и ее диаметр превышает диаметр Солнца примерно в 800 раз.) С точки зрения получения требуемых доказательств выбор Бетельгейзе сильно сыграл на руку, поскольку этот красный сверхгигант по-прежнему считается одной из самых больших из всех известных звезд.

Следует отметить, что, несмотря на повторение первоначального успеха в отношении горстки других звезд-гигантов, указанный метод оказался непригодным для звезд главной последовательности из‐за атмосферной турбулентности и практических сложностей, возникающих при создании конфигураций с широко расставленными зеркалами. Некоторые результаты были получены с помощью затменно-двойных звезд, но интерес к этому предмету возродился в полной мере лишь в 1952 г., после изобретения Робертом Хэнбери Брауном и Ричардом К. Твиссом нового типа интерферометрии. Первоначально их метод «интерферометрии интенсивности» применили в диапазоне радиочастот, но к 1956 г. он был адаптирован и успешно протестирован ими и для видимого света. Они использовали разнообразное оборудование, закупленное по невысокой цене (например, их рефлекторы представляли собой старые армейские прожекторы с зеркалами диаметром 156 сантиметров, но посеребренные с обратной стороны), но при этом метод давал хорошее разрешение и позволял в значительной степени преодолеть проблему атмосферного мерцания, которое служило серьезным препятствием для установок Стефана – Майкельсона. Первое измерение Сириуса было проведено в обсерватории Джодрелл-Бэнк. Тамошние условия оказались далеки от идеальных (у них оказалось только восемнадцать часов спокойного ночного неба за пять месяцев), и в итоге группа решила искать другое место, более пригодное для наблюдений. Остановившись в Наррабри (Новый Южный Уэльс, Австралия), они собрали там два 6,5‐метровых рефлектора, каждый из которых был составлен из сотен небольших зеркал. Телескопы, установленные на тележках, двигались по кольцевому пути радиусом 94 метра, и расстояние между ними могло варьироваться от десяти метров до величины почти в двадцать раз большей. В 1965–1974 гг. с помощью этого оборудования удалось измерить угловые размеры нескольких сотен ярких звезд главной последовательности. Однако важность выполненных измерений заключалась не в их количестве, а в достигнутом максимальном разрешении. Первая попытка измерения Сириуса позволила получить диаметр 0,0068″ с впечатляющей вероятной ошибкой ±0,0005″. Вскоре метод интерферометрии интенсивности успешно применили во многих других центрах, и в течение следующих двух десятилетий звездные диски регулярно измерялись с точностью до тысячной доли секунды в диапазоне радиочастот, с использованием базы, размер которой почти равнялся размерам Земли.

Интерферометр интенсивности не требовал получения изображения высокого качества (поэтому и использовались зеркала старых прожекторов), но по сравнению с классическим оборудованием у него было очень плохое соотношение сигнал/шум, и в итоге Твисс решил доработать его в Национальной физической лаборатории в Теддингтоне (Великобритания). Позже он переехал на аванпост Королевской Эдинбургской обсерватории в Монте-Порцио-Катоне к югу от Рима. Затем Джон Дэвис и Хэнбери Браун, отчасти по причине финансовых затрат, также обратили внимание на более старое оборудование, после чего были разработаны другие интерферометрические приемы, например спекл-интерферометрия, изобретенная Антуаном Лабейри. (В данном случае предпринята попытка воссоздания телескопического изображения объекта в том виде, каким он был до искажающего воздействия атмосферы. Те же технические приемы используются в микроскопии.)