Свет далёких галактик

Еще в начале XX века большинство астрономов соглашались с тем, что вся Вселенная состоит из одной лишь нашей Галактики, а различные другие объекты распределены по ней наподобие изюма в большом кексе.

Такой точки зрения придерживался также известный американский астроном Харлоу Шепли, предложивший новую модель Вселенной, согласно которой звезды и туманности образовывали плоскую линзообразную систему диаметром 300 тыс. и толщиной 30 тыс. световых лет. При этом Солнце располагалось не в центре линзы, а на 50 тыс. световых лет ближе к ее краю. По Шепли, размеры видимого космоса были значительно больше, чем считалось прежде, но все равно вся Вселенная состояла из одной нашей Галактики, куда входили все прочие объекты, в том числе спиральные туманности, включая Туманность Андромеды (М 31).

Шепли предложил также свою методику определения расстояний до удаленных звездных систем на основе наблюдений за цефеидами. По его расчетам, подтвержденным и другими исследователями, расстояние до Туманности Андромеды составляло в пределах 1600 световых лет. Но это и означало со всей определенностью, что объект М 31 расположен внутри нашей Галактики, единственной во Вселенной! Справедливости ради надо отметить, что еще в начале XIX века великий английский астроном, основоположник звездной астрономии Вильям Гершель, открывший свыше 2 тыс. новых туманностей, пришел к выводу, что некоторые из них все же являются самостоятельными звездными системами, «подобными нашей звездной системе». Но позднее ученый сам же отказался от своих взглядов, установив, что большинство наблюдавшихся им туманностей состоят не из звезд, а из газа. Так или иначе, но и через столетие после Гершеля господствовало мнение, что все объекты, наблюдаемые на небе, - как звезды, так и туманности, - принадлежат к одному огромному природному агрегату.

Одним из немногих оппонентов Шепли и его сторонников был американский астроном Хебер Куртис. В те времена среди астрономов бытовало мнение, что Туманность Андромеды - это светящееся облако газа. Внезапно внутри этого объекта стали наблюдаться вспыхивающие звезды, причем с удивительной частотой. Проведя специальное исследование этих «неожиданных» звезд, Куртис определил расстояние до Туманности Андромеды равным 500 тыс. световым годам! А это в корне меняло картину Вселенной и означало, что Туманность Андромеды, как впрочем, и другие спиральные туманности, лежат далеко за пределами «линзы Шепли» и представляют собой отдельные галактики-острова, не уступающие, а то и превосходящие своими размерами нашу Галактику!

Новое слово в этом споре суждено было сказать американскому астроному Эдвину Хабблу.

Правда, тут не обошлось без доли везения. В обсерватории Маунт-Вильсон, Калифорния, незадолго до этого был установлен новый телескоп со 100-дюймовым зеркалом, являвшийся самым совершенным астрономическим инструментом на тот период. Изучая с его помощью Туманность Андромеды, Хаббл в конце 1923 года первым обнаружил в ней среди множества очень слабых звезд так называемые цефеиды. Цефеиды - это пульсирующие переменные звезды-гиганты, блеск которых плавно и периодически меняется по строго определенной закономерности. Цефеиды отличаются большой светимостью, которая в тысячи и десятки тысяч раз превосходит светимость Солнца. Именно по этой причине цефеиды видны на колоссальных расстояниях. Свое название эти небесные тела получили от звезды дельта в созвездии Цефея, одной из наиболее типичных для данного класса. Есть у цефеид еще одно замечательное свойство. Между светимостью цефеиды и изменением ее блеска существует строгая зависимость, которая дает возможность определять расстояние до этого объекта.

Проведя соответствующие расчеты, Хаббл установил, что расстояние до Туманности Андромеды превышает 900 тыс. световых лет. И хотя, как выяснилось гораздо позднее, эта цифра также оказалась весьма приблизительной (в действительности расстояние до М 31 превышает 2 млн. световых лет), спор был окончательно решен в пользу принципиально нового взгляда на строение Вселенной. Открытие Хаббла, означавшее, что Туманность Андромеды является другой звездной системой, находящейся далеко за пределами нашей Галактики, довольно быстро нашло признание практически среди всего астрономического сообщества. Так известный астроном Стеббинс отмечал, что работы Хаббла во сто крат расширили объем материального мира и с определенностью решили долгий спор о природе звездных спиралей.

В 1925 году Хаббл предложил классифицировать все известные на тот период галактики по их внешнему виду. Он разделил их на три типа - спиральные, эллиптические и неправильные. Основным признаком спиральных галактик является ядро с расположенными вокруг него двумя сравнительно яркими ветвями, закручивающимися по спирали.

Пример типичных спиральных галактик - наша Галактика и Туманность Андромеды. К эллиптическим Хаббл отнес те галактики, которые имели вид ярких кругов или эллипсов и яркость которых плавно уменьшалась от центра к периферии. Неправильные галактики характеризовались отсутствием четко выраженного ядра и вращательной симметрии. Типичным представителем этого класса являются Магеллановы облака. Классификация Хаббла оказалась удачной и в целом продолжает служить науке доныне. Из тысяч наблюдаемых галактик к типу спиральных астрономы относят 80 процентов от общего числа, эллиптических - 17 и неправильных - 3 процента. Но это деление, строго говоря, весьма условное. Среди трех основных классов галактик существуют свои подтипы, введенные еще Хабблом. Да и список открываемых «странных» галактик постоянно пополняется. В 1957 году советский астроном Б.Воронцов-Вельяминов открыл существование так называемых «взаимодействующих галактик», то есть, звездных систем, связанных между собой своеобразными перемычками и хвостами. Он же обнаружил в космосе галактики, у которых каждая из двух спиралей закручивается в разные стороны. Позже астрономами были открыты и другие «странные» галактики. Новый общий каталог включает в себя около десяти тысяч галактик, и это лишь малая часть тех удаленных объектов, наблюдения за которыми доступны сегодняшней астрономии. А сколько галактик лежит еще за этими пределами!

Любопытно, что оба участника принципиального спора о картине Вселенной - Шепли и Хаббл, практически являвшиеся ровесниками (Шеппи был на четыре года старше), стали астрономами, благодаря случайному стечению обстоятельств. Шепли, начавший свою трудовую биографию как газетный репортер, мечтал о карьере крупного журналиста. Он приехал в город Колумбию, где располагался университет штата Миссури, в надежде поступить на отделение журналистики. Но выяснилось, что это отделение собираются открыть лишь на следующий год. Чтобы не терять времени даром, Шепли записался на курс астрономии, даже не подозревая, что изучение звездного неба станет отныне делом всей его жизни. Кроме несомненных научных заслуг, Шепли известен тем, что с 1921 года руководил на протяжении трех десятилетий одной из крупнейших в США Гарвардской обсерваторией. Его будущий оппонент Эдвин Пауэлл Хаобл начал с того, что в 1906 году поступил в Чикагский университет, где изучал физику в лаборатории известного ученого Милликена. Но загадки физики его не увлекли, и Хаббл уехал в Англию, занявшись изучением римского права в Оксфордском университете. Он получил диплом юриста и даже проработал какое-то время адвокатом в США. Но встреча с астрономом Р. Мультоном круто повернула его судьбу, определенные коррективы в которую внесла также Первая мировая война, куда Хаббл отправился добровольцем.

Лишь после возвращения из армии он всерьез и надолго занялся астрономией, став одним из наиболее выдающихся ученых на избранном поприще. Основные труды Хаббла посвящены изучению далеких галактик. Астроном обессмертил свое имя, обнаружив в 1929 году линейную зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (закон Хаббла), а затем определив численное значение коэффициента этой зависимости (постоянная Хаббла). Это открытие стало наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной. Именем Хаббла назван космический телескоп, запущенный на околоземную орбиту 24 апреля 1990 года.

Предполагается, что эта автоматическая обсерватория будет находиться на орбите, по крайней мере, до 2014 года, после чего ее сменит более совершенный аппарат.

Валерий НЕЧИПОРЕНКО