Юрий Шахбазян - Амбарцумян

В 1888 году Джон Дрейер[174] дополнил каталог новыми туманностями и опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов, названный им Новым общим каталогом туманностей и скоплений звёзд (New general catalogue, NGC). В 1894 и 1908 годах Дрейер издал дополнения к своему каталогу, так называемые Индекс-каталоги (Index catalogue, IC), насчитывающие 15 тысяч туманных объектов. Однако и природа объектов, имеющих спиральную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Не было ясно — это галактические или внегалактические объекты. Почти в это же время были открыты переменные пульсирующие звёзды, яркость которых регулярно менялась с определённой амплитудой. Они были названы цефеидами по названию звезды δ Цефея. Класс этих пульсирующих звёзд, цефеид, обладает важным свойством: чем больше период пульсации звезды, тем больше её светимость. Астроном из Гарварда мисс Генриетта Ливитт[175], изучая переменные звёзды в Малом Магеллановом облаке (1912), обнаружила более тридцати цефеид и открыла их вышеотмеченное свойство. Чёткая зависимость периода пульсации цефеид от светимости позволила с высокой точностью определить расстояние до них по периоду пульсаций. Таким образом, если цефеида наблюдалась в какой-либо галактике или звёздном скоплении, то, измерив период её пульсации, можно определить её абсолютную звёздную величину и, следовательно, расстояние до неё.

Этим методом можно определить расстояния примерно до 3 мегапарсек. Такое ограничение обусловлено сравнительно небольшой яркостью цефеид (до абсолютной звёздной величины М порядка 6). И так как большинство галактик находятся значительно дальше, то для определения расстояния до них использовались данные о более ярких астрономических объектах, как, например, ярчайшие звёзды с абсолютной звёздной величиной М порядка -8, звёздные ассоциации — с М около -12, сверхассоциации — с М порядка -14 и т. д. Так было до тех пор, пока не был открыт закон Хаббла.

Выдающаяся роль в открытии и исследовании Метагалактики принадлежит замечательному американскому астроному Эдвину Хабблу, доказавшему в конце 1920-х годов расширение Метагалактики и установившему закон пропорциональности красного смещения спектральных линий расстоянию до далёких галактик, навсегда связанный с его именем (закон Хаббла).

Одной из первых задач, вставших перед Хабблом, когда он начал систематическое изучение галактик, была задача их классификации. Хаббл избрал самый простой метод классификации по внешнему виду, которым пользуются и до сих пор. Он предложил разбить все галактики на три основных вида:

1) эллиптические, обозначаемые È;

2) спиральные, обозначаемые S;

3) неправильные (иррегулярные), обозначаемые I или Irr.

Следует заметить, что хаббловская классификация не претендует на охват характера происхождения галактик и их эволюции.

Эллиптические галактики имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным уменьшением яркости от центра к периферии. Внешне никакого дополнительного рисунка у них нет. Но если постараться получить «недодержанные» снимки эллиптических галактик, то обнаружится интересная внутренняя структура галактики. В особенности интересна морфология у М87: виден отчётливый ультрафиолетовый выброс (джет) из ядра этой гигантской галактики.

С этого и началась новая эпоха в астрономии. В десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира, а объём исследуемого мира возрос, следовательно, в тысячи миллиардов раз. История науки показывает, что расширение области исследования никогда не ограничивается простым количественным увеличением материала исследования, оно приводит к открытию новых качеств, новых неизвестных до сих пор объектов. Конечно, решающим шагом в исследовании галактик явилось появление крупных инструментов — телескопов и сверхчувствительных приёмников излучения в широком диапазоне электромагнитных длин волн.

Мир галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Для каждой галактики, как бы ни был сложен её внешний рисунок, можно разыскать другую галактику, очень на неё похожую, на первый взгляд — двойника. Однако более внимательное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре галактик, а большинство галактик очень сильно отличается друг от друга своим внешним видом.

В шестидесятых годах прошлого века Анри Вокулёр[176] разработал классификацию типов галактик, по их изображению отличающуюся от других классификаций (в частности, от классификации Хаббла) большей детальностью. По этой системе классификации он составил три обширных каталога галактик, последний из которых включает 4364 объекта.

Невооружённым глазом можно наблюдать только три галактики — Большое Магелланово облако, Малое Магелланово облако и туманность Андромеды. Но наблюдаемая современными методами внегалактическая область Вселенной, которую астрономы называют Метагалактикой, простирается до двадцати миллиардов световых лет и содержит десятки миллиардов галактик, каждая из которых состоит в среднем из ста миллиардов звёзд.

Классической и хорошо изученной галактикой является спиральная галактика в созвездии Андромеды. Она расположена на нашем северном небе, и каждый вводимый в строй большой телескоп направляется на эту галактику, чтобы получить новые данные. По размерам и по светимости она превосходит нашу Галактику. В 1917 году Дж. Ричи[177] и Г. Кертис[178] обнаружили в спиральном объекте NGC 224 (туманность Андромеды) появляющиеся и через несколько дней исчезающие яркие точки. Они правильно предположили, что это новые звёзды, наблюдаемые в момент максимума блеска. Вспышки новых в нашей Галактике бывают гораздо ярче. И если предположить, что в NGC 224 новые звёзды такой же светимости, как и галактические в момент их вспышки, то нетрудно найти расстояние до NGC 224. Оно оказалось равным 460 килопарсек, то есть в 15 раз больше диаметра нашей Галактики. Значит, NGC 224 — внегалактический объект и имеет светимость, эквивалентную восьми миллиардам Солнц. И нетрудно установить, что NGC 224 содержит около трёхсот миллиардов звёзд. Она повёрнута к нам так, что её главная плоскость составляет с лучом зрения угол в 15 градусов. Угловые размеры туманности Андромеды, измеренные Хабблом по фотографии, составили 160 на 40 секунд, что при расстоянии 460 килопарсек даёт линейные размеры 20 на 5 килопарсек. Но нужно сказать, что размеры галактики не являются вполне определёнными, поскольку у галактик нет резких границ. Например, американские астрономы Стеббинс и Уитфорд, применив фотоэлектрический метод, нашли, что границы туманности Андромеды простираются гораздо дальше, чем это следует из фотографий, и оценили её угловые размеры 450 на 110 секунд, что соответствует линейным размерам 60 на 15 килопарсек. Если согласиться с тем, что диаметр туманности Андромеды равен 60 килопарсек, то окажется, что по размерам она вдвое превосходит нашу Галактику. Но нужно иметь в виду, что возможность прослеживать материю до границ нашей Галактики ещё более трудная задача, чем в других галактиках. Ведь мы находимся внутри Галактики и не можем наблюдать её со стороны.