Страница 55 из 131
Этим и воспользовался работавший тогда на 60-дюймовом рефракторе обсерватории Маунт-Вилсон американский астроном Харлоу Шепли (1885- 1972). Диссертация по затменным звездам, написанная им в начале научной карьеры, позволила ему сопоставить свои результаты с данными по цефеидам и доказать, что последние являются пульсирующими звездами. В 1915 -1917 годах Шепли исследовал цефеиды в 69 звездных скоплениях и попытался определить расстояния до них. Тут-то и пригодились результаты Ливитт. Измерив периоды цефеид, Шепли вычислил их относительную светимость и далее, сопоставляя вычисленные светимости с наблюдаемой яркостью, нашел пропорцию в расстояниях до шаровых скоплений. Сразу же нашлось объяснение загадочной концентрации шаровых скоплений в направлении созвездия Стрельца, обнаруженной еще Вильямом Гершелем. Оказалось, что эти скопления образуют огромный сферический хоровод вокруг некоторого общего центра тяжести. Усредняя результаты допплеровских измерений по движению цефеид, Шепли определил абсолютные расстояния до шаровых скоплений. Картина нашего положения во Вселенной резко изменилась.
К 1919 году Шепли окончательно понял, что сферический хоровод шаровых скоплений позволяет определить истинный центр Млечного Пути, который расположен в десятках тысяч световых лет от Солнца. Наше светило оказалось весьма заурядной периферической звездой, лишившись места в центре мира подобно тому, как это произошло с Землей в коперниковские времена. Гелиоцентрическая модель Гершеля - Каптейна навсегда ушла в историю.
К сожалению, Шепли, правильно определивший форму Галактики, переоценил ее размеры и пришел к выводу, что спиральные туманности тоже являются ее элементами. Из-за этого Галактика еще некоторое время - совсем недолго играла роль особого элемента Вселенной.
В 1921 году шведский астроном Бертиль Линдблад (1895 -1965), впоследствии директор Стокгольмской обсерватории и президент Международного астрономического союза, высказал гипотезу о вращении Галактики. Эта гипотеза подтвердилась через 6 лет в результате тщательного анализа движения звезд, предпринятого голландским астрономом Яном Оортом. Оорт выделил в Галактике сферическую и плоскую подсистемы звезд и существенно уточнил ее размеры. Оценка скорости движения Солнца вокруг галактического центра и распределения звезд в Галактике позволила оценить и ее массу. Оказалось, что Галактика содержит порядка 100 миллиардов (1011) звезд в среднем той же массы, что и Солнце. Последующие уточнения этой картины привели к доказательству гипотезы того же Линдблада о спиральном строении плоской составляющей. Так постепенно сформировалась современная модель, на некоторых особенностях которой мы еще остановимся во II части книги.
А сейчас перейдем к рассказу о главных событиях астрономии 20-х годов, давших науке совершенно новую концепцию Вселенной*.
* Разделять события на главные и второстепенные - неблагодарная работа. 10-20-е годы, когда в работах Шепли, Линдблада, Оорта складывалась корректная модель Галактики, в сущности, связаны с явлением того же порядка, что и открытие Солнечной системы в трудах Коперника и Кеплера. Однако астрономия имеет много ветвей развития, и при бурных темпах 19 - 20 веков, когда одно событие хронологически буквально наползает на другое, а не разделено веками или хотя бы десятилетиями, возникают своеобразные затмения, хорошо известные в истории науки. Нечто похожее произошло и в 20-е годы при практически одновременном рождении моделей Галактики и расширяющейся Вселенной.
ОТКРЫТИЕ ВСЕЛЕННОЙ
К первым десятилетиям 20 века сложилась, в общем-то, довольно простая картина строения Вселенной. Она превосходно отражена в иерархической теории шведского астронома Карла Вильгельма Шарлье (1862-1934), построенной им в двух публикациях в 1908 и 1922 годах. Занимаясь много лет звездной статистикой, Шарлье обратил внимание на тенденцию звезд образовывать скопления различного масштаба. Отсюда он и вывел гипотезу о Вселенной как бесконечной иерархии все более крупных структур - звезд, звездных скоплений, скопление скоплений и т. д., которые открываются по мере совершенствования телескопов. Вскоре эти представления были распространены на галактики и галактические скопления.
Между тем, когда в 1922 году выходила в свет статья Шарлье под названием "Как может быть построен бесконечный мир", астрономия уже вплотную подошла к созданию нового взгляда на устройство этого мира.
Возникновение современной модели Вселенной обязано двум внешне независимым подходам. Теоретически она была предсказана в результате бурного развития новой теории гравитации в работах Альберта Эйнштейна (1879-1955). В 1922-1924 годах советский математик Александр Александрович Фридман (1888-1925) опубликовал две статьи, где были получены именно те решения уравнений эйнштейновской общей теории относительности, которые до сих пор составляют основу космологических взглядов. Фридмановская Вселенная должна была расширяться или сжиматься как целое, никогда не оставаясь застывшей, причем в модели хорошо было видно, что в некоторые эпохи материя находилась в состояниях, никак не похожих на то, которое наблюдается теперь.
Однако роль этих работ оставалась неясной вплоть до рубежа 20-30-х годов, когда появились новые экспериментальные данные, открывающие новую перспективу в астрономии.
Эти данные вытекали в первую очередь из результатов американского астронома Эдвина Пауэлла Хаббла (1889-1953), масштаб деятельности которого ставит его в один ряд с Гиппархом, Тихо Браге и Гершелем - каждый из них олицетворяет целую эпоху древнейшей науки.
Впрочем, начало космологической революции было положено героическими усилиями руководителей обсерватории Маунт-Вилсон, которым удалось в 1917 году продолжить славу своего крупнейшего астрономического учреждения установкой самого мощного в то время телескопа со 100-дюймовым (2,5 метра!) зеркалом, специально ориентированного на разрешение туманностей.
Хаббл, первоначально получивший юридическое образование и увлекавшийся многими делами - от бокса до физики, как раз к 1917 году переквалифицировался в астрономы. В данном случае муза Урания явно не спешила - Хаббл на целых два года оторвался от дела для участия в первой мировой войне.
После возвращения в Штаты он приступил к работе на Маунт-Вилсоновском телескопе, где его безраздельно увлекла проблема туманностей, а конкретно поиск их звездного населения. Через 4 года Хаббл нашел первую цефеиду в туманности Андромеды.
После этого Хаббл сосредоточил внимание на туманности NGC 6822*, очень похожей на уменьшенную копию Малого Магелланова Облака. Здесь обнаружилось 11 цефеид, и Хаббл, применив правила цефеидного масштаба, определил расстояние до нее - порядка 700 тысяч световых лет. 35 цефеид, найденных им в туманности М 33, позволили определить расстояние и в этом случае. Оно оказалось около 800 тыс. св. лет, примерно таким же, как и расстояние до туманности Андромеды (М 31)**.
* То есть объекте, зарегистрированном в "Новом Общем Каталоге" (New General Catalogue) Дрейера, включавшем 8000 туманностей и опубликованном в 1888 году. Это было обобщение "Нового каталога" Джона Гершеля.
** М 33-33-й объект в каталоге Мессье, один из спутников туманности Андромеды, подобно тому, как Магеллановы Облака - спутники Галактики.
На данном пути к 1925 году сформировалась галактическая картина строения Вселенной. Многочисленные туманности "отпали" от Галактики, стало ясно, что они представляют собой столь же обширные и очень далекие звездные миры.
Но самое эффектное открытие пришло к Хабблу в 1929 году, когда были измерены расстояния до 20 галактик. Он знал, что в спектрах этих галактик есть систематическое красное смещение, как будто они разбегаются от нас по всем направлениям*. При этом скорость убегания, измеренная по допплер-эффекту, оказалась пропорциональной расстоянию до галактики (v ? Hr). Величина Н, получившая название "постоянной Хаббла" (вообще-то она функция времени), первоначально из-за бедной статистики была явно завышена (Н ? 500 км/с.Мпс). Это давало для возраста Вселенной (? ~ 1/H) очень малое значение - около 2 миллиардов лет. Однако существенно не конкретное значение, а впервые полученное прямое астрономическое свидетельство того, что некогда все галактики стали разбегаться из одной точки или, по крайней мере, из области пространства, очень малой по сравнению с нынешними межгалактическими расстояниями.