Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых - Азимов Айзек - Страница 18

То же явление могло наблюдаться и в нашей Галактике. В дополнение к небольшим темным пятнам во Млечном Пути могли существовать гораздо более крупные, о которых мы не подозревали (со временем это было доказано); так что многие плотно населенные звездами участки Млечного Пути для нас закрыты. Среди этих крупных, скрытых от нашего взора звездных поселений (численно гораздо больших, чем виденные нами) ежегодно может появляться множество новых, спрятанных завесами пылевых облаков.

Что же касается туманности Андромеды, то мы с нашей более выгодной точки наблюдения можем видеть, что делается за этими облаками. Поэтому-то скрытых от глаз новых там почти нет. В самом деле, в туманности Андромеды было замечено больше новых, чем во всем остальном звездном небе.

Второй интересной особенностью новых Андромеды являлась их чрезвычайная слабость. Они были едва заметны даже в самый сильный телескоп в период их наибольшей яркости.

Если они были обычными новыми, как, например, Новая Персея, то они и должны были смотреться очень слабыми, принимая во внимание их чрезвычайную отдаленность. А это уже совпадало с концепцией туманности Андромеды как независимой галактики.

Кертис стал убежденным, выдающимся пропагандистом идеи островных вселенных. Впрочем, он был в этом не одинок.

Идея островных вселенных по-прежнему усваивалась с трудом, особенно после того, как появилось новое свидетельство, что туманность Андромеды является близлежащим объектом.

Голландско-американский астроном Адриан Ван Маанен (1884–1946) занялся измерением ничтожно малых движений астрономических объектов, в частности движений спиральных туманностей. Он подтвердил ранее сделанное наблюдение Робертса о том, что туманность Андромеды имеет измеримую величину вращения. Он заявил, что измеримую величину вращения имеют и некоторые другие спиральные туманности.

Теперь мы знаем, что измерения Маанена были неверны по нескольким причинам. Он измерял такие микроскопические изменения, которые едва укладывались в пределы разрешающей способности его инструментов, но то ли инструменты были чуть-чуть не в порядке, то ли его твердая вера в то, что эти движения все-таки должны быть, — все это наложило отпечаток на результаты его замеров.

Тем не менее Ван Маанен завоевал отличную, в целом заслуженную репутацию, и люди были склонны ему верить.

Если туманность Андромеды и выказывала некоторое движение, она должна быть близкой, невзирая ни на какие сомнительные сообщения о сгустках чуть теплющихся звезд.

Одним из тех, кто оказался вовлеченным в полемику, был американский астроном Харлоу Шэпли (1885–1972). Незадолго до этого Шэпли использовал переменные цефеиды для измерения расстояний (техника, разработанная американским астрономом Генриеттой Суон Левитт (1868–1921)). Шэпли смог показать, что истинный центр Галактики находится далеко от нашей Солнечной системы и мы, обитатели Земли, живем далеко на ее окраине. Шэпли был первым человеком, установившим истинный размер Галактики, без ее преуменьшения, как было во всех предыдущих оценках. (Первоначальная оценка Шэпли была несколько завышенной.) Он также первым определил расстояние до Магеллановых Облаков.

Могло показаться, что Шэпли, растянувший расстояния в Галактике и близ нее до новых беспрецедентных длиннот, представит себе еще более дальние объекты. Но, близкий друг Маанена, он принял его результаты. Шэпли стал главным приверженцем концепции малой вселенной. По его мнению, Галактика и Магеллановы Облака — это все, что вообще существует, а различные белые туманности просто часть этих систем.

26 апреля 1920 г. Кертис и Шэпли вели свой знаменитый диспут перед переполненным залом Национальной академии наук. Несомненно, Шэпли был крупным авторитетом и представлял взгляд большинства, но Кертис! Он неожиданно оказался сильным оратором, и его новые, с их слабостью и количеством, явились поразительно удачным аргументом.

Объективно диспут кончился тем, что каждый остался на своих позициях, но уже сам факт, что Кертис в схватке с Шэпли смог подняться до ничьей, был большой моральной победой.

Позднее укрепилось мнение, что он и выиграл спор. По сути дела, диспут не разрешил спора, хотя после него, надо сказать, ряд астрономов принял точку зрения островных вселенных.

Нужно было еще одно доказательство, доказательство, которое было бы сильнее всего, что выдвигалось до тех пор. Это доказательство было представлено американским астрономом Эдвином Пауэлом Хабблом (1889–1953), имевшим в своем распоряжении новый гигантский телескоп с диаметром зеркала 2,5 м — самый дальновидящий инструмент того времени. Телескоп начал функционировать в 1919 г., а в 1922 г. Хаббл использовал его для фотографирования туманности Андромеды и других объектов методом продолжительной экспозиции.

5 октября 1923 г. на одной из фотографий он обнаружил звезду в окрестностях туманности Андромеды. Это была не новая. Он сопровождал ее день за днем, она оказалась цефеидой. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 34 очень слабые переменные звезды, 12 из них были цефеиды. Он открыл еще 63 новые, очень похожие на те, что были ранее отмечены Кертисом.

Неужели все эти звезды существовали независимо от туманности и чисто случайно оказались в одном с ней направлении?

Нет! Хаббл рассуждал, как Кертис: не может быть столько слабых цефеидных переменных в направлении туманности просто по совпадению. Подобное число таких звезд не найти ни в одном другом районе неба.

Хаббл понял, что открыл звезды, входящие в саму туманность, сделал то, что никому из его предшественников сделать не удавалось. Он преуспел потому, что обладал лучшим инструментом, превосходившим все, что было сделано до него.

Теперь уже мнение Хаббла никто не посмел опровергнуть. Коль скоро туманность разрешена в звезды (только в несколько самых ярких, но и этого довольно!), бывшее представление о туманности Андромеды как о близлежащем объекте и планетарной системе в процессе образования кануло в Лету.

Более того, поскольку Хаббл открыл в туманности цефеиды, он мог, применяя метод Левитт-Шэпли, вычислить расстояние до туманности. Его расчеты показали, что туманность Андромеды удалена от нас на 230 000 парсек, т. е. в пять раз дальше, чем Магеллановы Облака. Следовательно, туманность Андромеды находится далеко за пределами Галактики. Стало ясно, что это — галактика, настоящая галактика, галактика по праву.

Какое-то время белые туманности называли еще внегалактическими туманностями, но позднее слово «туманность» было отброшено как полностью непригодное. Их стали называть галактиками, и туманность Андромеды стала галактикой Андромеды. Это название за ней и остается. Равным образом туманность Водоворот стала галактикой Водоворот и т. д.

Забивая последний гвоздь в гроб идеи малой вселенной, Хаббл в 1935 г. показал, что измерения видимых вращений некоторых галактик Маанена были ошибочны.

Другие белые туманности, меньшие по внешнему виду и более тусклые, чем Андромеда, в свою очередь, тоже галактики, и все они дальше, намного дальше Андромеды. Вселенная представлялась теперь как огромное множество галактик, и наш Млечный Путь — всего лишь одна из них.

Кстати, оценка расстояния до галактики Андромеды (и, следовательно, до всех еще более дальних) была занижена Хабблом. В 1942 г. немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что имеются два разряда цефеид и что при использовании их для определения космических расстояний должны применяться разные методы. Правильный разряд был выбран Шэпли при определении размеров нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков. Хаббл же при оценке расстояния до галактики Андромеды по неведению использовал другой разряд цефеид, поэтому его расчеты оказались неверными. Когда его расчеты были исправлены, оказалось, что галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, т. е. находится в 14 раз дальше, чем Магеллановы Облака.