Солнечная система приобрела впечатляющие размеры: например, расстояние от Солнца до Сатурна составляет почти полтора миллиарда километров, чуть ли не вдесятеро больше, чем до Земли. А когда английский астроном Вильям Гершель открыл в 1781 году Уран (невооруженным глазом эта планета не видна, поэтому древние ничего не знали о ее существовании), Солнечная система сразу же подросла почти вдвое (между Ураном и Солнцем лежит около 3 миллиардов километров). В 1846 году французский астроном Урбан Жозеф Леверье обнаружил Нептун, а американец Клайд Томбо в 1930-м – Плутон, девятую и последнюю планету. Таким образом, Солнечная система снова увеличилась в два раза, ибо Плутон отделяют от Солнца почти 6 миллиардов километров, или около 40 астрономических единиц. А ее диаметр будет соответственно равняться 12 миллиардам километров (80 а. е.). Лучу света, который пролетает 300 тысяч километров в секунду и добегает за секунду с четвертью до Луны и за 8 минут до Солнца, потребуется около 12 часов, чтобы пересечь ее из конца в конец.

Попробуем более наглядно представить себе относительные масштабы Солнечной системы. Если изобразить Солнце в виде бильярдного шара (примерно 7 сантиметров в диаметре), тогда до Меркурия – ближайшей к Солнцу планеты – будет в таком масштабе почти три метра (280 сантиметров), а до Земли – чуть больше семи с половиной метров. Планета-гигант Юпитер отодвинется на расстояние около 40 метров, а до Плутона придется совершить приличную прогулку, поскольку он будет лежать в 300 метрах от Солнца. Размеры Земли в этом масштабе составят всего 0,5 миллиметра, так что разглядеть такую пылинку сможет только человек с неплохим зрением. Поэтому лучше ее сделать немного побольше: пусть величина Земли будет соответствовать размеру стандартных наручных часов. Тогда в этом масштабе поперечник Солнца будет равняться удвоенному среднему человеческому росту, а расстояние между Землей и Солнцем составит 400 метров. Плутон же будет и вовсе не разглядеть, поскольку он удалится на расстояние в 15 километров.

Однако орбита Плутона – отнюдь не самая далекая точка Солнечной системы. Когда в 1684 году великий английский ученый Исаак Ньютон открыл свой знаменитый закон всемирного тяготения, согласно которому тела притягиваются друг к другу с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними, модель Кеплера приобрела математическое обоснование. Ученые получили в руки надежный инструмент, позволяющий вычислять любые орбиты, даже если тело наблюдается на небольшом отрезке своей траектории. Астрономов давно занимали кометы – хвостатые гостьи, время от времени появляющиеся на небосводе. Друг и современник Ньютона Эдмунд Галлей усмотрел в поведении некоторых комет отчетливую периодичность и предположил, что они движутся вокруг Солнца по очень сильно вытянутым орбитам (эллипсам с большим эксцентриситетом, как говорят астрономы). Галлей рассчитал орбиту одной из таких комет и предсказал, что она вновь вернется в 1758 году. Через 16 лет после его смерти предсказание Галлея сбылось: комета действительно появилась на небе в указанный им год и с тех пор носит его имя, регулярно возвращаясь каждые 75 или 76 лет.

В точке своего перигелия (ближайшей к Солнцу) комета Галлея оказывается внутри орбиты Венеры, а в афелии (точке максимального удаления от Солнца) уходит далеко за орбиту Нептуна – на 5 с лишним миллиардов километров. Однако существуют так называемые долгопериодические кометы, которые обращаются по таким вытянутым орбитам, что возвращаются к Солнцу раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. В середине прошлого века голландский астроном Ян Хендрик Оорт высказал предположение, что далеко за орбитой Плутона лежит огромное облако комет, откуда они время от времени проникают в окрестности Солнца. В таком случае диаметр Солнечной системы может достигать 1000 миллиардов километров и даже больше, или десятков тысяч астрономических единиц. В наши дни гипотеза Оорта практически превратилась в теорию. Подробный рассказ о планетах Солнечной системы и небесных телах, лежащих за орбитой Плутона, вы, читатель, сможете найти в главах «Кольцо вокруг Солнца» и «Девять или десять?».

Итак, к началу XVIII века вопрос о размерах солнечной семейки был практически решен (разумеется, без трех последних планет, которые были обнаружены позже). Осталось разделаться с неподвижными звездами, раз и навсегда выяснив, что они собой представляют. Что они такое: всего лишь точки на сферической тверди, лежащей у самых границ Солнечной системы, как полагали древние, или огромные небесные тела, удаленные на чудовищное расстояние? Параллактический метод, замечательно себя зарекомендовавший при вычислении расстояний между планетами, здесь явно не работал, поскольку ни у одной звезды не удалось зарегистрировать сколько-нибудь заметного смещения. Даже если наблюдателей разделяло расстояние, равное диаметру Земли, промежуток между соседними звездами не менялся ни на йоту.

Впрочем, оставалась еще одна возможность. Поперечник нашей планеты не достигает и 13 тысяч километров, но ведь Земля, как известно, не покоится на месте, а стремительно летит сквозь пустоту вокруг Солнца. Противоположные точки земной орбиты разнесены в пространстве почти на 300 миллионов километров. Решение напрашивалось само собой: если в какой-то вечер нанести положение звезд на карту, а потом сделать то же самое ровно через полгода, то астроном будет наблюдать звездное небо из двух точек, разделенных огромным расстоянием, превосходящим в 23 тысячи раз полную длину земного диаметра. Соответствующим образом должен увеличиться и параллакс. За год звезда опишет крохотный эллипс – своего рода изображение земной орбиты в миниатюре, а угловое расстояние от края этого эллипса до его центра как раз и будет параллаксом звезды.

Для планет подобный метод не годится, потому что они прихотливо петляют по небу на протяжении года, маскируя тем самым параллактическое смещение, вызываемое движением Земли. Отделить собственное движение планеты от ее параллакса – задача непосильной сложности. А вот звезды в течение года практически неподвижны, поэтому обнаружить у них параллактическое смещение вполне реально. Логика вроде бы вполне безупречная, однако звездных параллаксов выявить не удалось. На дворе уже давно стоял XIX век, но астрономы, как ни бились, так и не смогли определить хотя бы чуточного смещения ни у одной звезды.

Ситуация складывалась весьма неприятная. Конечно, всегда можно предположить, что все звезды без исключения находятся на одном и том же расстоянии от Земли. Тогда, разумеется, звездных параллаксов не будет, поскольку параллактическое смещение возникает только в том случае, если мы сравниваем положение близкого предмета с положением относительно далекого. Однако гипотеза твердого небосвода, или тонкой сферической оболочки, на поверхности которой располагаются звезды, выглядела весьма сомнительно. Звезды довольно сильно различаются по яркости, и чтобы в этом убедиться, достаточно просто глянуть на ночное небо. Классифицировать их по этому параметру научились еще древние греки, разделив все звездное население на 6 величин (звезда 1-й величины в 100 раз ярче звезды 6-й величины). Понятно, что с изобретением телескопа звездного полку прибыло, так как появилась возможность наблюдать звезды, не различимые невооруженным глазом. Число звездных величин сразу же изрядно подросло. Разумно было предположить, что истинная светимость всех звезд лежит в довольно узких пределах, а разница в их видимой яркости объясняется исключительно расстоянием. С другой стороны, нельзя было сбросить со счетов и противоположное соображение: все звезды лежат примерно на одном и том же расстоянии от Земли, а вот светят совершенно по-разному, как лампочки большей и меньшей мощности.

Концепция равноудаленности звезд с треском провалилась, когда астрономы догадались обратиться к старинным звездным каталогам. Первым систематически каталогизировать звезды стал Гиппарх, а Птолемей продолжил его труды, оставив потомкам фундаментальный трактат «Альмагест», в котором зафиксированы координаты 1000 с лишним звезд. В 1718 году уже знакомый нам Эдмунд Галлей, изучая звездное небо, неожиданно обнаружил, что как минимум три звезды (Арктур, Процион и Сириус) находятся совсем не там, где их отметили древние греки. Расхождение было столь велико, что об ошибке не могло быть и речи: например, Арктур отстоял на целый градус от указанной в «Альмагесте» точки. Мы помним, что градус – это расстояние, вдвое превышающее диаметр полной Луны. Оставалось предположить, что звезды, как и планеты, обладают собственным движением, только их движение несопоставимо медленнее, если Арктуру потребовалось более полутора тысяч лет, чтобы сместиться на один градус.

Поиски звездных параллаксов продолжились, но первый успех пришел к астрономам только в 30-х годах XIX века, когда телескопы и астрономические инструменты стали значительно совершеннее. В 1838 году немецкому астроному Фридриху Вильгельму Бесселю удалось определить параллакс 61 Лебедя, годом позже опубликовал свои результаты англичанин Томас Гендерсон (он изучал положение альфы Центавра), а 1840 году сообщил о своих наблюдениях яркой звезды Веги русский астроном Василий Яковлевич Струве. Справедливости ради следовало бы отдать пальму первенства именно Струве, потому что он закончил работу раньше всех – в 1837 году, однако несколько запоздал с публикацией. Звездные расстояния оказались невообразимо огромными. Даже ближайшая к Солнцу звезда – альфа Центавра (на самом деле, это тройная звезда, и ближе всего к Солнцу лежит третий, слабый ее компонент – Проксима, что переводится как «ближайшая») находится на расстоянии 4,3 светового года. Межпланетная верста – астрономическая единица – уже не годится для таких просторов, поэтому астрономы пользуются межзвездной милей – световым годом. Световой год – это расстояние, которое луч света, летящий со скоростью 300 тысяч километров в секунду, преодолевает за год. Вспомните, что световому лучу требуется всего 8 минут, чтобы добежать до Солнца, и около 6 часов, чтобы домчаться до Плутона, а до ближайшей звезды ему приходится ползти свыше 4 лет. Если угодно, можно попытаться выразить это расстояние в километрах: поскольку один световой год примерно равен 9,5 триллиона километров, то расстояние до Проксимы Центавра составляет около 40 триллионов километров (40 000 000 000 000 км).

Если вспомнить нашу модель с бильярдным шаром на месте Солнца, Землей в семи с половиной метрах от него и Плутоном на расстоянии около 300 метров, то в таком масштабе дистанция между Солнцем и ближайшей к нему звездой будет равняться почти 2000 километров. А в модели, где Земля была величиной с наручные часы, а Плутон находился в 15 километрах от нее, добраться до Проксимы Центавра будет весьма проблематично, поскольку это расстояние составит около 100 тысяч километров – два с половиной кругосветных путешествия. Еще более наглядный пример придумал один московский лектор. Он взял кусочек мела и объявил его «планетой Земля», а висящую на стене доску – Солнцем. От доски до мела был всего один метр, призванный изобразить астрономическую единицу – 150 миллионов километров, разделяющих Солнце и Землю. «Сколько в этом масштабе до ближайшей звезды?» – спросил лектор у слушателей. Аудитория стала робко высказываться. Кто-то предположил, что звезда окажется в соседнем переулке, но наиболее решительные стояли за городские окраины. Между тем звезда находилась в Ярославле (или любом другом городе, удаленном на 300 километров). Еще раз подчеркнем, что это ближайшая к Солнцу звезда.

Бесселевская 61 Лебедя оказалась еще дальше – в 11,1 светового года, а до Веги, которую изучал В. Я. Струве, было 27 световых лет. Таков масштаб звездных расстояний. После определения первых параллаксов у ближайших звезд получила широкое распространение еще одна межзвездная миля – параллакс-секунда, или парсек. Парсек (пк) – это расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек земной орбиты изменяет свое видимое положение на одну угловую секунду дуги. Или еще проще: расстояние, с которого земная орбита видна под углом в одну секунду дуги. Один парсек равен 3,26 светового года, 206 265 астрономическим единицам или 30,857 × 10¹² километрам (чуть больше 30 триллионов километров). Расстояние до Проксимы Центавра составляет 1,3 парсека, до 61 Лебедя – 3,4 парсека, а до Веги – 7,8 парсека. Напрашивался вывод, что звезды – отнюдь не безразмерные точки на небосводе, а гигантские солнца, во всем подобные нашему родному светилу, только удаленные чудовищно далеко, на расстояние, измеряемое многими световыми годами.

Вычислив истинное расстояние до звезды, можно рассчитать ее светимость, то есть не видимую звездную величину, а подлинную силу ее света, которую принято называть абсолютной звездной величиной. Вполне возможна и обратная процедура: мысленно поместив звезду на любом произвольном расстоянии, можно определить, насколько яркой она будет казаться земному наблюдателю. Абсолютной звездной величиной называется яркость звезды на расстоянии в 10 парсек (32,6 светового года); разумеется, звезды распределяются в пространстве неравномерно, но если мы выстроим их в ряд на указанной дистанции, то сможем сравнивать их действительную светимость. Наше Солнце на расстоянии в 10 парсек было бы весьма слабой звездочкой с абсолютной величиной 4,9, а Сириус – самая яркая звезда нашего неба – светил бы почти так же, как светит на своем месте (2,7 парсека, или около 9 световых лет). Его абсолютная звездная величина составляет 1,4, из чего следует, что истинная светимость Сириуса превышает солнечную в 25 раз. Разумеется, это далеко не предел: голубой гигант Денеб (о классах звезд мы поговорим в следующей главе) превышает по светимости Солнце в 270 тысяч раз; он не выглядит особенно ярким только лишь потому, что находится от нас очень далеко (больше 3 тысяч световых лет).

Другими словами, видимый блеск звезды еще ничего не говорит о количестве света, которое она излучает. Солнце светит чрезвычайно ярко, поскольку расположено буквально в двух шагах. Сириус ярче Веги из созвездия Лиры примерно в четыре раза, а путеводительная Полярная звезда – самая тусклая из них (в шесть раз слабее Веги). Однако если бы мы произвели переоценку ценностей и выстроили эти звезды на одинаковом расстоянии от Земли, то первое место уверенно заняла бы Полярная звезда, на втором месте оказалась бы Вега, на третьем – Сириус, а великолепное Солнце стало бы безнадежным аутсайдером.

Когда в середине позапрошлого века удалось определить расстояние до ближайших звезд, немедленно возник вопрос, как далеко они простираются. Невооруженным глазом можно увидеть около шести тысяч звезд, но когда Галилей посмотрел на небо в свою примитивную зрительную трубу, он сразу же обнаружил, что звезды понатыканы куда гуще. Просто многие представители этого славного семейства настолько слабы, что разглядеть их без помощи телескопа нет никакой возможности. Современная астрономическая техника позволяет различать звезды 25-й величины. Кроме того, уже во времена Гершеля стало ясно, что звезды распределяются в пространстве очень неравномерно. Если посмотреть на небо в темную безлунную ночь, можно заметить слабое туманное свечение, опоясывающее весь небосвод от горизонта до горизонта. К сожалению, яркие городские огни не позволяют разглядеть его как следует (электрификация, с точки зрения астронома, вообще сомнительное благо), но где-нибудь в деревенской глуши можно без большого труда увидеть мягко светящуюся молочную полосу, пересекающую ночное небо. Древние греки называли ее galaktikos («млечный, молочный»), а римляне – via lactea, что в буквальном переводе означает «млечный путь». Происхождение этого названия связано с античным мифом о струе молока, которая брызнула на небо из груди богини Геры, жены Зевса, когда она отпихнула от себя младенца Геракла.

Галактика Млечный Путь

В направлении Млечного Пути можно насчитать гораздо больше звезд, чем в любой другой части небосвода, поэтому Гершель резонно предположил, что звезды не распределяются равномерно, а собраны в компактную структуру, имеющую форму двояковыпуклой линзы. По мнению Гершеля, наша звездная система (впоследствии ее стали называть Галактикой) могла содержать около 300 миллионов звезд и иметь в поперечнике 15 тысяч световых лет (не забудем, что первые звездные параллаксы были измерены только через 16 лет после смерти Гершеля). Сегодня мы знаем, что наша галактика Млечный Путь (или просто Галактика с прописной буквы) значительно больше: ее диаметр составляет 100 тысяч световых лет, а количество звезд доходит до 200 миллиардов (впрочем, численность звездного населения, по оценкам разных авторов, колеблется в широких пределах – от 150 до 400 миллиардов звезд).

Здесь необходимо сделать небольшое отступление и рассказать читателю, каким образом были вычислены эти параметры. Поскольку параллактическое смещение с большим трудом удается измерить даже у ближайших звезд, определение параллакса у объектов, удаленных более чем на 100 световых лет, становится практически неразрешимой задачей. Параллакс – это величина, производная от собственного движения звезды, поэтому понятно, что чем дальше звезда находится, тем труднее уловить ее перемещение по небосводу. Не вдаваясь в детали, скажем, что астрономов выручила так называемая цефеидная шкала. Цефеидами называются пульсирующие переменные звезды, которые строго периодически меняют свой блеск на одну-две звездных величины (мощность излучения возрастает в 2,5–6 раз по сравнению с минимумом). Вообще – то различных переменных звезд существует множество; одна из самых известных – это красный гигант омикрон Кита, открытый еще в конце XVI века немецким астрономом Давидом Фабрициусом. Эта звезда в несколько раз меняет свой блеск с периодом около 11 месяцев, поэтому ее назвали Мирой (в переводе с латыни – «удивительная»). Однако наибольшее значение для астрофизиков имеют короткопериодические переменные звезды с периодом от суток до месяца (обычно около недели). Именно такова дельта Цефея, меняющая блеск с периодом 5,37 суток, которая дала свое имя всему семейству подобных звезд.

В начале прошлого века американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила правильную зависимость между светимостью и периодом некоторых цефеид. Чем больше был период, тем больше энергии звезда излучала в единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости «период – светимость», ученые смогли рассчитать расстояние до цефеиды. Сначала были установлены относительные расстояния (во сколько раз одна звезда ближе или дальше другой), а затем и абсолютные, с учетом лучевой скорости цефеид (в спектре звезды, приближающейся или удаляющейся по лучу зрения, происходит смещение спектральных линий). Астрофизики получили надежный масштаб. А совсем недавно на помощь астрономам пришли сверхновые определенного типа (типа Ia), светимость которых лежит в очень узких пределах. Об этих звездах, получивших название «стандартных свечей», подробно рассказано в главе «И тьма пришла».

К началу XX столетия мир невообразимо расширился. Стало окончательно ясно, что Солнце – одна из многих сотен миллиардов звезд, населяющих нашу Галактику, причем далеко не самая примечательная. В звездной номенклатуре оно числится заурядным желтым карликом класса G. Да и лежит к тому же отнюдь не в центре, как считал, например, Гершель, а на периферии Млечного Пути, в одном из его спиральных рукавов – в 26 тысячах световых лет от центра Галактики (примерно 8 килопарсек). Наглядно вообразить эти подавляющие просторы весьма нелегко. Если мы уменьшим всю Солнечную систему до размеров песчинки, то ближайшая звезда Проксима Центавра окажется в этом масштабе на расстоянии одного метра, а расстояние до центра Галактики составит почти 9 километров. Если же вспомнить модель с бильярдным шаром на месте Солнца, размеры Млечного Пути будут равняться 60 миллионам километров – величине, вполне сопоставимой с расстоянием от Земли до Солнца.

Однако Вселенная не исчерпывается галактикой Млечный Путь. Если бы нам удалось покинуть ее пределы, перед нами распахнулось бы необъятное пустое пространство, непроницаемая угольная чернота, лишенная сколько-нибудь заметных объектов. И только на расстоянии около 200 тысяч световых лет от нашего звездного острова мы бы обнаружили два клочковатых туманных образования неправильной формы – Большое и Малое Магеллановы облака. Они хорошо видны на небе Южного полушария в виде двух белесоватых пятен и выглядят как изолированные фрагменты Млечного Пути. Впервые их описал один из участников кругосветного плавания Фернана Магеллана. Прямого отношения к Млечному Пути они не имеют: это две самостоятельные небольшие галактики, довольно бедные звездами. Малое Магелланово облако лежит в 160 тысячах световых лет от нас, а Большое отодвинуто еще дальше – почти на 200 тысяч световых лет. Хотя Магеллановы облака заметно уступают Млечному Пути в размерах, в них обнаружены весьма любопытные объекты. Например, в Большом Магеллановом облаке расположена звезда S Золотой Рыбы, обладающая наибольшей известной светимостью. Невооруженным глазом она не видна, потому что имеет 8-ю звездную величину, но ее абсолютная светимость превосходит солнечный блеск в 600 тысяч раз! А в Малом Магеллановом облаке находятся сотни уже знакомых нам цефеид, которые систематически изучала Генриетта Ливитт в начале прошлого века.

Если бы мы посмотрели с такого расстояния на нашу собственную галактику, то увидели бы внушительный спиральный диск, отдаленно напоминающий бешено крутящийся водоворот (форму двояковыпуклой линзы или веретена она приобретает при взгляде с ребра). Однако Млечный Путь и Магеллановы облака – это еще далеко не все. В 2 с половиной миллиона световых лет от Млечного Пути лежит спиральная галактика Андромеды, значительно превосходящая нашу по массе и количеству звезд. Она видна невооруженным глазом как слабая звездочка 5-й величины и значится в каталоге Мессье под номером 31, поэтому получила название М31. (Шарль Мессье – знаменитый французский астроном, одним из первых начавший составлять каталог туманностей и звездных скоплений.)

Галактика Андромеды, Млечный Путь, Магеллановы облака, спираль в Треугольнике (МЗЗ) и множество галактик поменьше (общим числом около 40) входят в состав так называемой Местной группы с диаметром свыше 3 миллионов световых лет. В пределах 10 Мпк (мегапарсек, то есть миллионов парсек), или более чем 30 миллионов световых лет, разбросано около дюжины аналогичных групп. А в 15 Мпк (почти 50 миллионов световых лет) лежит крупное скопление в созвездии Девы, насчитывающее несколько тысяч галактик. Таким образом, наша Местная группа принадлежит к еще более масштабной структуре, которую принято называть локальным сверхскоплением галактик. Его диаметр составляет 30 Мпк, а толщина – около 10 Мпк (100 и 30 с лишним миллионов световых лет соответственно). Центром этого исполинского галактического облака является вышеупомянутое скопление в Деве.

Галактика Млечный Путь ютится на самом краю локального сверхскопления. А еще дальше, на расстоянии в 90 Мпк (счет идет уже на сотни миллионов световых лет), находится гораздо более крупное скопление в созвездии Волосы Вероники, в состав которого входит больше 10 тысяч галактик. По всей видимости, оно представляет собой часть еще одного гигантского галактического сверхскопления, которых в последнее время открыто несколько десятков. Таким образом, они венчают собой иерархию структур нашей Метагалактики (наблюдаемой части Вселенной).

Скопление галактик в созвездии Волосы Вероники

Только на расстояниях порядка многих сотен миллионов световых лет Вселенную можно рассматривать как сравнительно однородную структуру, которая содержит десятки миллиардов галактик. Современная астрофизика располагает высокоточной совершенной аппаратурой, которая позволяет вести наблюдения в самом широком диапазоне волн – от метровых радиоволн до гамма-лучей. Помимо традиционных оптических телескопов широко применяются инфракрасные и радиотелескопы, а также детекторы рентгеновского и гамма-излучения. Бурно развивается нейтринная астрономия. Ученым стали доступны невообразимые расстояния, измеряемые 10–12 миллиардами световых лет, когда мир был еще молод и свеж, а первые галактики едва успели сформироваться. Таким образом, размеры наблюдаемой части Вселенной можно оценить примерно в 6 тысяч мегапарсек.

Когда мы смотрим на далекие звезды или галактики, следует иметь в виду, что мы перемещаемся вспять по временной оси. Если до Сириуса около 9 световых лет, мы видим его таким, каким он был 9 световых лет назад, потому что свет имеет конечную скорость распространения. Лучи красного гиганта Бетельгейзе из созвездия Ориона пустились в дорогу еще в Смутное время, когда на российском престоле сидел Борис Годунов. Шаровые звездные скопления в центре Галактики вернут нас в последний ледниковый период, а свет туманности Андромеды был испущен в те времена, когда наши обезьяноподобные предки вставали на две ноги и обтачивали первые камни. Самые далекие объекты нашей Вселенной посылают свет из эпохи, удаленной в прошлое на многие миллиарды лет. Солнечной системы и планеты Земля тогда еще не было и в помине.

Чтобы воочию, в живых образах оценить размеры наблюдаемой части Вселенной, или Метагалактики, мысленно уменьшим земную орбиту (ее диаметр 300 миллионов километров) до размеров внутренней электронной оболочки в классической модели атома Бора (ее радиус равен 0,53 × 10^-8 см). Тогда ближайшая звезда разместится хотя и на небольшом, но вполне макроскопическом расстоянии в 0,014 миллиметра, расстояние до центра Галактики составит 10 сантиметров, а поперечник Млечного Пути будет равен 35 сантиметрам. Галактика Андромеды отступит на целых шесть метров от боровского атома, а расстояние до центральной части скопления галактик в созвездии Девы, куда входит наша Местная группа, будет порядка 120 метров. Радиогалактика Лебедь А (до нее 600 миллионов световых лет) «убежит» в этом масштабе на два с половиной километра, а до далекой радиогалактики ЗС 295 придется шагать и шагать – как-никак 25 километров. В общем, «земной шар громаден», как с пафосом говорила одна учительница начальных классов…