Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни
Харлоу Шепли работал в обсерватории Маунт-Вилсон, а другой ведущий астроном Гебер Кёртис (1872–1942) проводил свои наблюдения в Ликской обсерватории. Кёртис фотографировал спиральные туманности, пытаясь найти признаки их вращения, но ничего не обнаружил (в отличие от ван Маанена). Сотрудники Ликской обсерватории отдавали предпочтение теории «островных вселенных»; это касалось и Кёртиса. Рассматривая фотографии спиральных туманностей, он заметил, что в центральной плоскости туманности часто лежит слой пыли, который выглядит как темная линия, когда туманность видна с ребра (рис. 21.9). Если наша Галактика тоже спиральная, то у нее тоже должен быть подобный слой пыли в центральной плоскости. Это должно ограничивать видимость, и мы не должны видеть далекие звездные туманности, за исключением тех, которые располагаются вне пояса Млечного Пути, что и наблюдается в действительности. Кроме того, — утверждал Кёртис, — высокие скорости спиральных туманностей и сопоставление блеска новых звезд свидетельствуют в пользу теории «островных вселенных».
Рис. 21.9. В плоскости спиральной туманности, наблюдаемой с ребра, заметен пылевой слой. Гебер Кёртис пришел к выводу, что странное распределение спиральных туманностей на небе вызвано наличием такого же пылевого моя в нашей Галактике (тоже спиральной). На этом фото представлена видимая с ребра спираль М104 по прозвищу «Сомбреро».
Ранее Шепли тоже поддерживал идею об «островных вселенных». Но, определив, что диаметр Галактики составляет 300 000 световых лет, он посчитал, что легче поместить туманности внутрь этой колоссальной структуры. Шепли не верил в существование космической пыли за исключением отдельных облаков. По его мнению, распределение спиральных туманностей свидетельствует как раз против идеи Кёртиса. Измерения ван Маанена, близкого друга Шепли по Маунт-Вилсон, лишь подтверждали его мнение.
В 1920 году на собрании Национальной академии наук в Вашингтоне состоялась дискуссия между Кёртисом и Шепли. Вначале планировалось обсуждение теории относительности, но эту тему сочли непонятной для большинства участников и ее заменили темой «масштаб Вселенной». Вопреки ожиданиям, «Великий спор» не стал настоящим спором. Просто два джентльмена зачитали приготовленные доклады, подчеркивая аргументы каждый в пользу своей точки зрения. Шепли считал, что диаметр Галактики составляет 300 000 световых лет, а Кёртис — что он не превышает 30 000 световых лет. Сегодня мы принимаем, что диаметр Галактики равен 100 000 световых лет.
Хаббл находит цефеиды.Каждый из них — и Кёртис, и Шепли — утверждал, что выиграл спор. При этом оба они не знали о работе Эпика, который уже решил этот спор в пользу Кёртиса. К тому же в 1919 году шведский астроном Кнут Лундмарк (1889–1958) в своей диссертации, основываясь на вспышках новых, показал, что расстояние до Туманности Андромеды очень велико. Но решающее доказательство принадлежит Эдвину Хабблу (1889–1953). Он родился в штате Миссури, в семье служащего страховой компании. Когда ему было девять, семья переехала в Чикаго. В 1906 году, когда он окончил школу, директор на прощание сказал ему: «Эдвин Хаббл, я четыре года наблюдал за тобой и никогда не замечал, чтоб ты занимался хотя бы десять минут»; немного помолчав, он продолжил: «Вот тебе стипендия в Чикагский университет». Там Эдвин и получил в 1910 году диплом математика и астронома.
Высокий крепко сложенный молодой человек, Хаббл увлекался боксом и был в баскетбольной команде университета. Сочетание атлетического совершенства с академическими способностями позволило ему получить стипендию Родса в Оксфорде. Там, выполняя обещание, данное умирающему отцу, который не одобрял увлечение Эдвина астрономией, он вместо науки стал изучать римское и английское право.
В 1913 году Хаббл вернулся в Соединенные Штаты. Пройдя соответствующий экзамен, он в течение года без всякого энтузиазма работал юристом в Кентукки, где в то время жила его семья. Позднее он скажет: «Я отказался от права ради астрономии, и я знаю, что даже если бы я стал второсортным или даже третьесортным ученым, главное — я занимался астрономией». Поэтому в 1914 году он вернулся в Чикагский университет, чтобы закончить работу для получения докторской степени по астрономии. Когда в 1917 году он заканчивал подготовку диссертации, его пригласил на работу Джордж Эллери Хейл (1868–1938), директор обсерватории Маунт-Вилсон. Следует отметить, что Хейл был весьма влиятельной фигурой. Он основал три обсерватории: Йерксскую, Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар. В первой половине XX века в астрономии доминировала обсерватория Маунт-Вилсон. Благодаря ней астрономы узнали о космической роли галактик. А позже в Паломарской обсерватории была раскрыта природа квазаров. Предложение Хейла давало Хабблу прекрасную возможность для дальнейшей работы.
Но как раз в это время Соединенные Штаты вступили в Первую мировую войну. Просиживая ночи напролет, Хаббл закончил диссертацию, защитил ее и на следующее утро поступил добровольцем на военную службу. Хейлу он отправил телеграмму: «Сожалею, не могу принять ваше приглашение. Я ухожу на войну». В США он вернулся летом 1919 года, уволился из армии и тут же поехал в обсерваторию Маунт-Вилсон.
Вначале Хаббл изучал отражательные туманности — облака межзвездной пыли, отражающие свет близлежащей звезды. Затем он стал использовать 100-дюймовый телескоп для изучения спиральных туманностей. Основываясь на их высокой скорости, в 1917 году Хаббл пришел к выводу, что это «островные вселенные»; затем он стал искать индивидуальные звезды, которые могли бы послужить индикаторами расстояния. Имея большой телескоп, в туманности можно заметить отдельные звезды. Но на больших расстояниях видна только звездная «каша». Следовательно, нужно искать переменные звезды как возможные индикаторы расстояния. Лучшими кандидатами для этой цели должны быть цефеиды.
Вообще-то Хаббл искал вспышки новых, когда в 1923 году обнаружил в Туманности Андромеды цефеиду. Ее слабый блеск говорил о том, что это очень далекая звезда. Хаббл определил, что период цефеиды равен 31 суткам; а затем, используя найденную Шепли зависимость светимости от периода, он смог вычислить ее расстояние, которое оказалось равным 1 млн световых лет. Это подтвердило, что Туманность Андромеды действительно находится вне нашей Галактики. В том же году Хаббл нашел в Андромеде еще девять цефеид, и все они подтвердили это расстояние. Кроме того, он обнаружил цефеиды в спиральной галактике М33 (в созвездии Треугольника, недалеко от Туманности Андромеды, М31). Вычисления показали, что эта галактика расположена на том же расстоянии, что и М31 (рис. 21.10).
Результаты Хаббла, официально доложенные в 1925 году на собрании Американского астрономического общества в Вашингтоне, были встречены с огромным вниманием. Все поняли, что «Великий спор» окончен. Кёртис оказался прав: спиральные туманности действительно находятся вне Млечного Пути и образуют новый мир галактик. Кстати, этот термин предложил Шепли, а Хаббл до конца своих дней называл их внегалактическими туманностями.
Рис. 21.10. Эдвин Хаббл нашел в Туманности Андромеды цефеиды и использовал их для определения расстояния. На этом фото показана примерно в 20 раз более далекая галактика М100, расстояние до которой было определено спустя 70 лет тем же способом. Тогда как обычная звезда на разных фото выглядит одинаково, переменная звезда со временем меняет свой блеск. Благодарность: HST. NASA, W. Freedman (CIW), R. Kennicutt (U. Arisona), J. Mould (ANU).
Классификация галактик по Хабблу.Классификация объектов исследования считается одной из ключевых задач науки еще со времен Аристотеля. Он понимал, что, сгруппировав природные явления по типам в соответствии с их важнейшими характеристиками, можно многое узнать об окружающем мире. У галактик намного больше свойств, чем может заметить глаз; но даже первое, что видит глаз, — внешний вид галактик, может дать ключ к пониманию их природы. Уже Вильям и Джон Гершели, основываясь на своих наблюдениях в телескоп, начали классифицировать туманности. Позже фотографии показали, что кроме спиралей есть много других типов туманностей. В 1926 году Хаббл пришел к выводу, что большинство галактик можно разделить на два больших класса — спиральные и эллиптические.
Рис. 21.11. (а) Эдвин Хаббл у телескопа, (б) «Камертонная» диаграмма Хаббла с фотографиями соответствующих типов галактик.
Эллиптические галактики (Е, от elliptical) выглядят как довольно однородные сферические или сплющенные пятнышки света, более яркие в центре и тускнеющие к краям. Степень их сферичности обозначается цифрами (Ео) — сферическая, (Е7) — очень сплюснутая. Спиральные галактики делятся на две группы: нормальные спирали (S) и спирали с перемычкой (SB, где В — от bar). У нормальных галактик спирали выходят из центра галактики, а у галактик с перемычкой они начинаются от концов перемычки. В зависимости от компактности спиралей, их делят еще и на подклассы Sa, Sb и Sc (а галактики с перемычкой — SBa и т. д.). Самые плотно закрученные спирали относятся к классу Sa, а самые рыхлые — к Sc. Хаббл выделил еще и промежуточный класс S0 (эс ноль); эти галактики такие же плоские, как спиральные, но при этом почти такие же гладкие, как эллиптические. Все эти типы представлены на «камертонной» диаграмме Хаббла (рис. 21.11).
