Артур Уиггинс - Пять нерешенных проблем науки

Звезды с переменной светимостью называют цефеидами — по созвездию Цефей, где их впервые обнаружили. Периоды изменения светимости у цефеид колеблются от одного до ста дней. Старательно сравнивая сделанные в различное время снимки, Ливитт выявила четкую зависимость: более ярким звездам соответствуют более продолжительные периоды. На основе этой зависимости, названной период-светимость зависимостью, через светимость и период ее изменения у цефеид можно определить их удаленность от Земли. Однако исследовательница не стала привлекать этот многообещающий способ измерения расстояний к решению каких — либо астрономических задач. Она, которая, по мнению одной из ее сослуживиц, «обладала лучшими мозгами в обсерватории», напечатала о найденной ею зависимости период-светимость в 1912 году и принялась за очередную поставленную перед ней задачу. Она продолжала трудиться в Гарвардской обсерватории до самой кончины в 1921 году. Ее смерть была воспринята сослуживцами как «бедствие».

Выдающийся датский астроном Эйнар Герцшпрунг оценил значение открытой Ливитт зависимости период — светимость и в 1913 году использовал ее при определении расстояния до Малого Магелланова облака. Харлоу Шепли тоже привлек данный способ в Маунт-Вилсоновской обсерватории при нахождении расстояния до другого ряда звездных скоплений, именуемых шаровыми. При трехмерном построении местонахождения шаровых скоплений выяснилось, что центр их распределения удален от нашей Солнечной системы на 15 тыс. пк (позже эту величину снизили до 9 тыс.). Шепли пришел к выводу, что центр распределения шаровых скоплений совпадает с центром Млечного Пути. И тогда получалось, что общая величина Млечного Пути составляет 100 тыс. пк, что оказалось существенно выше прежних оценок. Затем изучение «новой звезды» (впервые вспыхнувшей звезды) в туманности Андромеды позволило Шепли оценить расстояние до нее в 10 тыс. пк. Таким образом, представленная Шепли картина Вселенной указывала на то, что перед нами одна обширная Галактика, Млечный Путь, а наша Солнечная система находится вдали от ее центра.

Одна большая Галактика или многочисленные обособленные галактики

Различие между предлагаемой Шепли моделью Млечного Пути и более привычной моделью оказалось в центре внимания на состоявшемся в 1920 году собрании Национальной академии наук в Вашингтоне (округ Колумбия). Туда для вступительного доклада в честь [чикагского промышленника] Уильяма Эллери Хейла (ум. 1898) (отца Джорджа Хейла) был приглашен молодой Харлоу Шепли (рис. 6.6). Однако вместо привычного изложения доклад обернулся дис куссией. Содокладчиком Шепли выступил Хебер Кертис (рис. 6.7), сотрудник обсерватории Лика, который только что завершил свои наблюдения за спиральными туманностями.

Рис. 6.6. Харлоу Шепли

Темой их дискуссии стал «масштаб Вселенной». Кертис отстаивал устоявшийся взгляд: Млечный Путь составляет в поперечнике всего лишь 10 тыс. пк, а Земля расположена вблизи его центра. Заключая свое выступление, Кертис отошел от обозначенной темы и рискнул предположить, что спиральные туманности (так они назывались в то время) находятся очень далеко и составляют отдельные галактики (сегодня мы знаем, что это спиральные галактики). Хоть Шепли и не был готов к такому повороту, он утверждал, что спиральные туманности представляют собой небольшие газовые облака внутри нашей Галактики, и в качестве свидетельства привел недавние наблюдения своего сослуживца и друга Адриана ван Маанена из Маунт-Вилсоновской обсерватории. Кертис отверг работу ван Маанена, посчитав ее несущественной. Действительно, позже выяснилась ошибочность наблюдений ван Маанена.

Рис. 6.7. Хебер Кертис

Дискуссия не выявила победителя и даже не получила достаточного отклика, но идея Шепли о более обширном Млечном Пути с удаленной от его центра Землей, похоже, привлекла внимание общественности. Дома, в Маунт-Вилсоне, сослуживец Шепли Эдвин Хаббл не скрывал своих симпатий к Кертису. Хаббл и Шепли никогда не ладили, поскольку Шепли работал над программой, на которую имел виды Хаббл, когда отправлялся во Францию на поля сражений Первой мировой войны. К тому же британская манерность Хаббла, постоянное напоминание о своей учебе за границей благодаря стипендии Родса[25] раздражали Шепли. Их соперничеству пришел конец в 1921 году. Умер Эдуард Пиккеринг, и Харлоу Шепли покинул Маунт — Вилсон, чтобы возглавить в том же году Гарвардскую обсерваторию. Хаббл все внимание направил на М31, где, как он думал, сумеет различить отдельные звезды и, пожалуй, даже определить их удаленность от Земли. 2,5 — метровый телескоп Хукера не отпускал от себя.

Вселенная галактик

За долгие, холодные ночи бдения у телескопа Хаббл (на рис. 6.8 он запечатлен за работой) наконец был вознагражден. В ночь с 5 на 6 октября 1923 года он отыскал первую переменную звезду-цефеиду в туманности М31. С помощью открытой Генриеттой Ливитт зависимости период — светимость для цефеид и построенного Джорджем Хейлом телескопа Хаббл определил расстояние до М31 (ныне известной как туманность Андромеды), составившее 300 тыс. пк. Даже с учетом раздутого Шепли поперечника для Млечного Пути М31 оказалась слишком удаленной, чтобы уместиться в нашей Галактике.

Представление об «островной Вселенной» теперь нашло опытное подтверждение. Оказалось, что существует два различных вида цефеид, так что Хаббл на самом деле даже уменьшил расстояния. Современная оценка удаленности М31, туманности Андромеды, составляет 750 тыс. пк. Благодаря Хабблу рисуемый астрономией образ Вселенной претерпел значительные изменения. Млечный Путь стал лишь одной из многочисленных галактик, рассеянных среди огромных просторов мироздания.

Рис. 6.8. Эдвин Хаббл

Затем Хаббл применил телескоп Хукера для решения задачи по выявлению подробного устроения галактик. На протяжении нескольких лет Хаббл наблюдал за расплывчатыми световыми пятнами, которые доставляли столько хлопот Мессье при выслеживании комет. Он выяснил, что многие из них в действительности представляют собой звездные галактики. Обнаружив спиральные, линзовидные, эллиптические и неправильные галактики, он классифицировал их по внешнему виду. Их чертеж он напечатал в виде, названном камертонным. К 1929 году значимость вклада Хаббла в астрономию подкрепили его доказательства удаленности галактик и проведенная классификация. Однако Хабблу предстояла еще более грандиозная работа.

Для уяснения высшего достижения Хаббла необходимо взглянуть на известное явление с иной стороны. Вспомним себя едущими по скоростной автотрассе, когда мысли заняты совсем другим. Вдруг сзади раздается звук, и в зеркале заднего вида вы различаете сигналящую вам полицейскую машину.

Вы смотрите на спидометр. Сейчас ваша скорость в пределах нормы, но какой она была 100–200 м назад, когда вы проезжали мимо патруля? К вашему большому облегчению, полицейская машина проносится мимо. Но вы замечаете нечто странное. Звук сирены был резче при приближении патруля, чем при его удалении.

И это вовсе не игра вашего воображения, а действительно наблюдаемое явление, именуемое эффектом Доплера. При испускании звуковой волны движущимся источником покоящийся наблюдатель воспринимает ее с различной частотой: при приближении источника звука к приемнику высота звука растет, а при удалении — понижается. То же происходит, когда мимо вас проносится поезд, гоночный автомобиль или над вами пролетает самолет. Чем быстрее движется источник звука, тем явственнее у него частотный сдвиг.

Доплеровский эффект присущ и свету. При приближении светового источника к наблюдателю его спектр смещается в область более высоких частот, что именуют фиолетовым смещением; при удалении источника его спектр смещается в область меньших частот, что называют красным смещением. Поскольку нашим органам чувств недоступны очень большие скорости, доплеровский эффект у света мы не замечаем. Но посредством регистрирующих частотные сдвиги спектрометров ученые могут вычислить скорость светового источника. На Земле синоптики используют доплеровский радиолокатор для определения скорости перемещения атмосферного фронта, а полицейские — для выяснения, насколько быстро мы едем. В астрономии доплеровский эффект позволяет определить скорость звезд или даже целых галактик.

Первым астрономом, воспользовавшимся доплеровским сдвигом, был Весто Слайфер, проработавший всю жизнь, с 1901 по 1952 год, в Обсерватории Лоуэлла в Флагстаффе (штат Аризона). В 1912 году, помимо поисков на Марсе каналов в соответствии с задумкой богатого астронома-любителя Персиваля Лоуэлла, Слайфер стал измерять доплеровское смещение у спиральных туманностей еще до того, как в них признали галактики. У первой же туманности, М31, чье смещение он определил, скорость оказалась невероятной — 300 км/с. У нее наблюдался фиолетовый сдвиг, что указывало на приближение М31 к нам. К 1917 году Слайфер измерял скорость 15 спиральных туманностей, выяснив, что у 13 красное смещение, а это означало их удаление от нас со скоростью в некоторых случаях больше 300 км/с, как отмечалось у М31. Последствий такого сумасшедшего бегства от Солнечной системы в то время еще до конца не представляли, хотя следовало бы задуматься над причинами такой явной непопулярности нашей системы.