Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Глава 20 Тайна Млечного Пути

Темной ясной безлунной ночью вдали от городских огней можно заметить, что небосвод пересекает усыпанная звездами и подернутая дымкой полоса. Она делит небо на две половины, проходя через созвездия Кассиопеи и Персея, далее следует между Орионом и Близнецами. По другую сторону от Кассиопеи на этом небесном пути расположены Лебедь и Орел, а наиболее красивая южная его часть видна в Стрельце. На многих языках эту полосу называют «путем»: например, по-английски Млечный Путь называется Milky Way, что тоже согласуется с греческим названием «galaktos», молоко. На финском языке это Птичий Путь, на шведском — Зимний Путь. Китайцы называют его Серебристая Река, а индейцы-чероки — Путь Убегающей Собаки. В отличие от блуждающих планет. Млечный Путь не меняет своего положения относительно звезд; в этом он похож на созвездия.

Астрономы Античности более всего стремились найти закономерности движения Солнца, Луны и планет. Равномерно вращающаяся сфера звезд, включающая Млечный Путь, не вызывала у них большого интереса. Телескоп еще не изобрели, так что, если философы высказывали какие-либо гипотезы о природе звезд, не было способа их проверить.

По поводу Млечного Пути Аристотель в своей книге «Метеорология» сообщает, что некоторые пифагорейцы считали Млечный Путь кругом, по которому раньше двигалось Солнце и выжгло его. Аристотель критикует эту точку зрения, утверждая, что современная орбита Солнца — эклиптика — была бы выжжена еще сильнее, тем более что по ней перемещаются и планеты. Но ничего похожего на Млечный Путь вдоль эклиптики не замечено. А что же сам Аристотель думал о Млечном Пути? В его модели мира звезды прикреплены к самой внешней сфере из хрусталя, неизменной и идеальной, расположенной за сферой Луны. Аристотель знал, что Млечный Путь вращается на небе так же, как звезды. Тем не менее он поместил эту структуру неправильной формы под сферой Луны, в нижний, неидеальный, изменчивый мир.

Аристотель полагал, что Млечный Путь — это природное явление, подобное кометам, неожиданное появление которых казалось загадочным и даже пугало людей той эпохи (в Древней Греции эти небесные знаки беды считались душами умерших людей). По мнению Аристотеля, кометы не могли располагаться в неизменном мире над сферой Луны. Он считал, что кометы возникают из болотных испарений и возгораются под действием тепла, идущего от Солнца и звезд. В зависимости от формы и скорости горения этих паров они могут выглядеть как разные типы комет и даже как метеоры. В зоне Млечного Пути звезд больше, чем в других местах, а значит, они могут сильнее нагревать поднимающийся к ним пар. Поэтому Аристотель рассматривал Млечный Путь как огромную постоянно существующую комету. Но эта идея так и не стала популярной, несмотря на то что остальная часть его модели мира долгое время служила основой науки.

Преемник Аристотеля на посту директора основанной им школы «Лицей» Теофраст (ок. 370–286 до н. э.) предполагал, что Млечный Путь — это стык, по которому две половины небесной сферы склеены друг с другом. Данная идея получила бы большую поддержку, если бы стык проходил по небесному экватору (лежащему в плоскости земного экватора), но они сильно наклонены друг относительно друга. Большой круг Млечного Пути наклонен и относительно другого важного круга небесной сферы — эклиптики (годичного пути Солнца). И все же это был шаг в правильном направлении: Теофраст понял, что Млечный Путь проходит по большому кругу на небе вдали от Земли. Сейчас астрономы называют этот крут галактическим экватором. Но на вопрос: «Почему Млечный Путь делит небо на две половины?» не было найдено ответа в течение последующих двух тысячелетий.

Впрочем, некоторые античные философы правильно объясняли свечение Млечного Пути. Демокрит, развивший концепцию атомов, считал, что в этой части неба располагается несметное количество тусклых звезд. Они так близки друг к другу, что их свет объединяется в общее однородное свечение. Это прекрасный пример научной дедукции: даже если мы не можем увидеть далекие звезды, мы можем предположить, что они существуют, и объяснить этим ранее непонятное явление.

Идея о том, что Млечный Путь — это совокупность множества тусклых звезд, время от времени обсуждалась в средневековых работах, однако пионеры новой астрономии — Николай Коперник и Иоганн Кеплер почти не упоминали о Млечном Пути. В их поисках небесной гармонии центральное место занимало движение планет. Однако «новая звезда» Тихо Браге, которую он наблюдал в 1572 году, привела его к мысли о том, что возможно рождение звезды из космического вещества, составляющего Млечный Путь.

Рис. 20.1. Галилей увидел в свой телескоп гораздо больше тусклых звезд в Плеядах, чем те шесть ярких звезд, которые обычно видны невооруженным глазом. На этом рисунке из его «Звездного вестника» яркие звезды показаны более крупными.

Поворотной точкой стало рождение телескопа. Осенью 1609 года Галилео Галилей начал обзор неба с помощью своего телескопа, обнаруживая звезды, невидимые невооруженным глазом (рис. 20.1). В своей книге 1610 года «Звездный вестник» Галилей так описывал Млечный Путь:

«Третье: я наблюдал природу и вещество Млечного Пути. С помощью телескопа он был изучен тщательно и с такой достоверностью, что все спорные вопросы, которые философы пережевывали многие годы, теперь разрешены, и мы, по крайней мере, свободны от словесных споров об этом. Фактически Галактика — не что иное, как скопление бесчисленного количества звезд, объединенных в скопления. На какую часть из них ни направить телескоп, в тот же миг перед глазами открывается их огромное число. Многие из них довольно крупные и яркие, тогда как количество более мелких не поддается подсчету».

Галилей был счастлив, что так просто разгадал причину млечного свечения, что собственными глазами увидел то, что Демокрит предвидел за 2000 лет до него. То же можно сказать о большинстве ближайших последователей Галилея. Но прошло еще полтора столетия, пока стала понятна природа этого звездного пояса как космической структуры.

В 1751 году Иммануил Кант (рис. 20.2), в это время еще студент и домашний учитель (это было за три десятилетия до его знаменитой «Критики чистого разума»), прочитал в газете отзыв о книге «Оригинальная теория, или Новая гипотеза о Вселенной», написанной англичанином Томасом Райтом. Этот отзыв оставлял впечатление, что Райт представлял Млечный Путь (то есть Галактику) в виде плоского слоя[6].

Рис. 20.2. (а) Томас Райт (1711–1786) и (б) Иммануил Кант (1724–1804). Эти мыслители, а также Иоганн Генрих Ламберт рассматривали Млечный Путь как проекцию трехмерной звездной системы.

Канта заинтересовало, как такая форма согласуется с гравитацией Ньютона, которую он изучал в университете своего родного города Кёнигсберга. Он отметил схожесть диска Сатурна и диска Галактики. Поскольку плоский диск возникает вследствие вращения вокруг планеты под действием ее гравитации, то и плоская форма Галактики также должна поддерживаться вращением. Кант предположил, что и другие маленькие туманные объекты на небе в действительности похожи на Галактику, наблюдаемую с большого расстояния. В 1755 году он опубликовал книгу с этими идеями. К сожалению, ее издатель обанкротился, и книга была конфискована. Поэтому прошло немало времени, прежде чем идеи Канта о Вселенной стали известны другим ученым.

Но каковы были на самом деле идеи Томаса Райта (см. рис. 20.2)? Путем самообразования Райт стал астрономом и математиком, а одним из способов его заработка было чтение популярных лекций. Интерес Райта к Млечному Пути был связан с тем, что всю жизнь он пытался создать модель Вселенной. Ему хотелось видеть порядок и гармонию в мире, созданном Богом, и эта модель должна была объяснить распределение звезд на небе.

В своей «Оригинальной теории» Райт считает само собой разумеющимся, что Вселенная бесконечно велика. Он также был убежден, что звезды — это далекие солнца: если бы мы смотрели на Солнце издалека, его видимый диаметр, равный 1/2 градуса, уменьшился бы до размера светлой точки. И это было бы так, даже если наблюдали бы далекое Солнце с помощью большого телескопа. Он также верил, что у звезд имеются планеты, обращающиеся вокруг них, точно так же, как они обращаются вокруг Солнца.

Райт оценил, сколько звезд содержится в поясе Млечного Пути: «Полагая, что ширина Млечного Пути в среднем составляет всего 9 градусов и что каждый квадратный градус содержит всего 1200 звезд, получим, что вся кольцеобразная поверхность должна содержать около 3 888 000 звезд». Оцененное Райтом число звезд гораздо меньше современного значения в 200 млрд, но он выдвинул первую хорошую идею об «астрономическом» числе звезд. Более того, Райт предположил, что Млечный Путь — это огромная звездная система, в которой звезды обращаются вокруг общего центра. Причем Солнце не располагается в центре этой системы, а сама она не является центром Вселенной — современные астрономы думают так же.

Райт объяснял вид Млечного Пути на небе тем, что существует огромный пласт звезд и Солнце расположено внутри него. Когда мы смотрим вдоль этого пласта, то, естественно, видим огромное число звезд. Когда же луч нашего зрения направлен под углом к пласту, то в этом направлении видно меньше звезд. Визуально на небе это представляется как кольцо из звезд — Млечный Путь (рис. 20.3).

Рис. 20.3. Томас Райт использовал этот рисунок, чтобы объяснить, почему мы видим звездный пояс Млечного Пути, если находимся внутри плоского слоя, заполненного звездами.

Вообще говоря, Райт не утверждал, что Галактика имеет дискообразную форму. Он предпочитал нечто более красивое: огромную сферическую оболочку из звезд. Однако небольшая часть ее поверхности напоминает плоскость, так что видимый пласт из звезд был только локальной характеристикой. Райт представлял, что в центре этой сферы находится массивное тело, заставляющее звезды обращаться вокруг центра, но само оно остается недоступным для наблюдений.

Не зная об идеях Райта и Канта, немецкий ученый Иоганн Генрих Ламберт (1728–1777) описал свои космологические идеи в книге «Космологические письма об устройстве Вселенной», изданной в 1761 году. Он представил Галактику как вращающуюся плоскую звездную систему и предположил, что массивный центр этой системы находится в туманности Ориона. Сегодня мы знаем, что ее центр расположен в совершенно другом направлении — в созвездии Стрельца, причем, как и предполагал Райт, этот центр не виден не только невооруженным глазом, но даже с помощью оптического телескопа.

Возможно, Ламберт был первым ученым, выдвинувшим идею о том, что Млечный Путь представляет собой плоскую звездную систему. В 1765 году Ламберт в письме Иммануилу Канту вспоминал, что эта идея пришла к нему в 1749 году, когда, «вопреки привычке, после ужина я прошел в свою комнату и стал смотреть на звезды, в особенности — на Млечный Путь». В «Космологических письмах…» он пишет:

«Я удивлялся множеству маленьких звезд в этой дуге (Млечном Пути)… Я думал, что эти звезды не могут быть такими близкими друг к другу, чтобы почти соприкасаться. Они должны быть расположены друг за другом, и звездный ряд, уходящий вглубь Млечного Пути, должен быть гораздо длиннее, чем ряд вне него. Если бы ряды проникали одинаково глубоко в разных направлениях, то все небо было бы таким же ярким, как Млечный Путь. Но вне Млечного Пути я вижу почти полностью пустые области. В итоге расположение неподвижных звезд не сферическое, а плоское, даже очень плоское».

Идеи Райта, Канта и Ламберта о природе Млечного Пути возникли как результат простого визуального впечатления о распределении звезд на небе. А первый настоящий обзор неба с помощью телескопа предпринял Вильям Гершель. Он переехал из Германии в Англию в 19-летнем возрасте и начал зарабатывать себе на жизнь музыкой (позднее он получил должность органиста в капелле города Бат). В 1773 году в возрасте 35 лет он случайно купил книгу по астрономии. «Когда я прочитал о множестве замечательных открытий, сделанных с помощью телескопа, я был так очарован, что мне захотелось посмотреть на небо и планеты собственными глазами с помощью одного из таких инструментов».

Работая день и ночь над созданием телескопа, Гершель научился шлифовать зеркала. Ему помогали брат Александр, тоже музыкант, и сестра Каролина. По мере того как Гершель учился строить всё более крупные и качественные телескопы, музыка отходила на второй план. Гершель начал делать систематические записи о том, что он видит на небе. Мы уже рассказывали (см. главу и) об открытии в 1791 году планеты Уран. Это принесло Гершелю славу астронома. Его хобби превратилось в профессию — он стал получать зарплату от короля как первый королевский астроном. Но в научных кругах имя Гершеля еще было малоизвестно. Например, крупнейший немецкий астроном И. Э. Боде никак не мог запомнить его имени и называл его то Мерстхелем, то Гертшелем, то Герршелем, то Гермстелем.

При исследовании Млечного Пути Гершель впервые применил методы статистики. Ему пришла блестящая идея очертить его границы, используя подсчеты звезд. Гершель верил, что его 47-сантиметровый телескоп был достаточно мощным, чтобы увидеть края Галактики. Число видимых в телескоп звезд говорит о том, насколько далеко расположен край в этом направлении: чем больше звезд, тем дальше край.

Рисунок 20.4 показывает результат подсчета звезд, представленный в виде контура Галактики. Это сечение, перпендикулярное плоскости Галактики, представляет результат исследования 683 областей, расположенных по дуге большого круга на небе. Он согласуется с выводами из визуального впечатления о том, что Галактика — это плоская звездная система.

Рис. 20.4. (а) Портрет Уильяма Гершеля, написанный в период открытия им Урана, (б) Сечение Млечного Пути, основанное на звездных подсчетах Гершеля, использовавшего телескоп с 47-см зеркалом (иллюстрация 1785 года). Этот великий астроном провел бесчисленное количество ночей, наблюдая небо.

Позже Гершель стал сомневаться в правильности этой картины. Встал вопрос о том, был ли его телескоп достаточно мощным, чтобы видеть звезды до края системы. Новый телескоп диаметром 120 см показывал гораздо больше звезд по сравнению с 47-сантиметровым телескопом. С другой стороны, этот большой телескоп не удовлетворял астронома полностью: он был неудобен в работе и даже несколько раз ранил помощника. Изучение Гершелем звездных скоплений заставило его поверить, что исходное предположение о равномерном распределении звезд в пространстве было неверным. Но идея о дискообразной Галактике жила до XX века, когда появилась возможность подтвердить ее более совершенными способами.

Гершель достиг больших успехов в исследовании звезд и туманностей. Он открыл двойные звезды, а его систематическое «прочесывание неба» позволило обнаружить около 2500 звездных скоплений и туманностей (см. главу 21). До него было известно лишь около сотни таких объектов.

Что нужно, чтобы составить карту распределения звезд в пространстве? Очевидно, надо знать направления на звезды, но кроме этого — и расстояния до них. Только так можно определить очертания Галактики. Но астрономы были вынуждены довольствоваться меньшим. Как убедился Гершель, все звезды увидеть невозможно: некоторые слишком тусклые даже для современных телескопов. Более того, невозможно измерить расстояние до всех звезд. В XIX веке удалось измерить всего лишь несколько параллаксов (то есть расстояний) звезд, и даже сейчас мы ограничены ближайшим галактическим окружением. Только в следующем десятилетии, когда будет запущен космический телескоп «Гайя» (Gaia) Европейского космического агентства, мы сможем измерить расстояния до множества звезд в диске Галактики. Целью работы «Гайя» является создание самой большой и наиболее точной карты Галактики. Ее предшественник — космический телескоп «Гиппаркос» поработал очень хорошо и с высокой точностью измерил положения более 100 000 звезд. Теперь задача телескопа «Гайя» — с еще более высокой точностью изучить более миллиарда звезд. Аппарат будет выведен на орбиту вокруг Солнца радиусом на 1,5 млн км больше, чем у орбиты Земли. Расположившись в особой точке (L2), где движение происходит синхронно с Землей, космический телескоп будет измерять положения звезд.

Значительно более простой задачей, чем измерение расстояния, является измерение блеска звезды, то есть ее звездной величины (см. главу 8). Это дает и некоторое представление о расстоянии. В XIX веке определение блеска звезд в звездных величинах стало рутинной операцией, и они были внесены в большие звездные каталоги. Наиболее известный из них — Bonner Durchmusterung (Боннское обозрение). Его составил Фридрих Аргеландер (1799–1875) с коллегами. Поработав в обсерваториях городов Турку и Хельсинки (Финляндия), Аргеландер в 1836 году стал директором Боннской обсерватории. Во время работы в Бонне он изучал все звезды ярче 9,5 звездной величины, определял их координаты на небе и звездные величины. Полностью Боннское обозрение, содержавшее 324 000 звезд, было завершено в 1859 году. Этот огромный каталог используется до нынешних дней при исследовании Галактики.

Метод звездных подсчетов Гершеля развил немецкий астроном Хуго фон Зелигер (1849–1924). Он понял, что вместо подсчета полного числа звезд лучше изучить изменение количества все более и более тусклых звезд. Большие звездные каталоги как раз и являются тем самым материалом, который нужен для такой работы.

О чем нам могут рассказать изменения в количестве звезд разного блеска? Предположим, что все звезды имеют одинаковую собственную светимость, и рассмотрим однородную сферическую звездную систему, расположившись в ее центре. Мы обнаружим, что звезд 7-й величины должно быть видно почти в 4 раза больше, чем звезд 6-й величины. Такое же соотношение должно быть для каждой пары звездных величин, различающихся на единицу. Это следствие того способа, которым построена шкала звездных величин, а также того, как уменьшается блеск звезд и увеличивается их число с расстоянием. Но если мы имеем дело со звездами на краю системы, то число звезд следующего уровня звездных величин должно вдруг уменьшиться до нуля. Определив звездную величину, после которой происходит это внезапное уменьшение, мы можем найти край системы.

Проведя подобное исследование, Зелигер в 1884–1909 годах обнаружил, что отношение числа звезд со следующими друг за другом звездными величинами вовсе не 4, а скорее ближе к 3. Таким образом, плотность числа звезд в пространстве не остается вокруг нас постоянной: похоже, что она уменьшается с расстоянием. Для очень тусклых звезд это отношение даже опускается ниже 3. Зелигер заключил, что тусклые звезды близки к краю системы. Кроме того, он обнаружил, что форма Галактики весьма похожа на ту, которая ранее получилась у Гершеля.

Первую настоящую модель Галактики, учитывающую шкалу расстояний, построил датский астроном Якобус Корнелиус Каптейн (1851–1922). В 27-летнем возрасте он получил должность профессора астрономии Гронингенского университета. Приехав туда, он обнаружил, что университет не имеет обсерватории. Это изменило его планы работы, и он начал изучать каталоги, составленные другими учеными. Кроме того, он стал координатором международного сотрудничества.

Каптейн хотел разобраться в строении Галактики. Ее форма была уже известна, а каковы размеры? Что говорят звездные подсчеты о расстоянии до края Галактики? Из этих подсчетов астрономы уже определили яркость звезд на краю Галактики. Если бы эти звезды имели такую же светимость, как Солнце, то можно было бы вычислить расстояние до них и определить размер системы. Но светимость звезд неодинакова. Каптейн исследовал близлежащее пространство и определил распределение звезд по яркости. Для этого требуется знать расстояния, и Каптейн использовал собственные движения, так как метод параллаксов здесь непригоден.

Расстояние до звезды определялось по направлению и скорости, с какой звезда перемещается по небу относительно других звезд, то есть по ее собственному движению (см. главу 8). Это движение отражает не только реальное перемещение звезды в пространстве, но и движение самого Солнца. Представьте себе ночную поездку в автомобиле во время снежной бури; при этом снежинки будут играть роль звезд. Впереди вас снежинки выглядят как почти неподвижные пятнышки, когда они летят прямо на вас с нулевым «собственным движением». Та же картина видна через заднее стекло. Но в боковые стекла видны быстро мелькающие снежинки, убегающие назад. Особенно быстро мелькают самые близкие снежинки, демонстрирующие наибольшее «собственное движение». Еще Вильям Гершель, изучив собственные движения всего лишь 13 звезд, определил, куда относительно них движется Солнце. А первое точное измерение скорости Солнца, основанное на наблюдении 560 звезд, провел Аргеландер в Турку.

Сегодня мы знаем, что относительно ближайших звезд Солнце движется со скоростью 20 км/с в сторону созвездия Геркулес. Как показал наш пример про снежную бурю, мы можем оценить расстояние до звезды, если знаем ее собственное движение и угол с направлением движения Солнца. Чем меньше наблюдаемое собственное движение, тем больше вероятное расстояние до звезды. Используя оригинальный анализ, Каптейн определил статистические значения расстояний и распределение звезд по светимости. После этого он смог вычислить размер Галактики. Согласно Каптейну, Галактика является диском диаметром 50 000 световых лет, в котором пространственная плотность звезд уменьшается к краям (рис. 20.5).

Рис«20.5. (а) Якобус Каптейн изучая Млечный Путь методом подсчета звезд, (б) «Вселенная Каптейна» была первой крупномасштабной моделью Галактики. Солнце располагается почти в центре этой системы.

Единственной трудностью этой модели было то, что Солнце располагалось на расстоянии всего 2000 световых лет от центра Галактики, и это выглядело подозрительно. В 1909 году Каптейн записал:

«Это поставило бы Солнце в особое положение в звездной системе, а именно туда, где наибольшая плотность звезд. С другой стороны, если предположить, что уменьшение плотности — только кажущееся явление, возникающее из-за поглощения света, то наблюдаемое уменьшение плотности во всех направлениях выглядит вполне естественно».

Каптейн понимал, что если пространство не прозрачное, а заполнено какой-то средой, заметно ослабляющей свет, то подсчеты звезд дадут неверную структуру Галактики: то, что кажется краем, на самом деле всего лишь эффект поглощения света пылью. Он пытался обнаружить поглощение в пространстве разными способами, но не мог доказать его существование. Поэтому его модель Галактики использовалась как основная на протяжении многих лет. Изменения начались в 1918 году, когда Харлоу Шепли исследовал распределение в пространстве шаровых звездных скоплений, которое гораздо меньше искажено поглощением. Он заключил, что наша Галактика гораздо больше «Вселенной Каптейна», а Солнце расположено на расстоянии 50 000 световых лет от ее центра. Чтобы увидеть, как Шепли пришел к этому радикальному выводу, мы ознакомимся с новым способом определения расстояний, использующим переменные звезды.

Рядом с широко известным созвездием Кассиопея находится созвездие Цефей. На рис. 20.6 легко отыскать четвертую по яркости звезду в этом созвездии — дельту Цефея. Она имеет блеск около четвертой звездной величины, поэтому ее можно увидеть невооруженным глазом. В действительности это яркий гигант, который регулярно меняет свой блеск с периодом в 5 суток. Некоторые звезды могут менять свою яркость нерегулярно и даже взрываться. Но мы сейчас сосредоточимся на звездах, похожих на дельту Цефея, яркость которых меняется непрерывно и регулярно с постоянным периодом. Эти «цефеиды» могут иметь периоды от одних суток до их десятков.

В чем причина их изменений? В конце XIX века русский астроном Аристарх Белопольский (1854–1934) заметил, что одновременно с изменением блеска меняется и длина волн спектральных линий. Используя эффект Доплера, можно определить, что поверхность звезды находится в постоянном движении — вперед и назад со скоростью до 100 км/с. Эти пульсации стали общепринятым объяснением природы цефеид после того, как Артур Эддингтон сформулировал математическую теорию пульсирующих звезд.

Рис. 20.6. (а) Звезда дельта в созвездии Цефей послужила прототипом переменных звезд-цефеид, (б) Ее блеск меняется с периодом, немного превышающим 5 суток. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Этот английский астроном умер в возрасте всего 21 года, простудившись во время наблюдений.

В 1908 и 1912 годах Генриетта Суон Ливитт опубликовала в обсерватории Гарвардского колледжа свое исследование переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке. Эта куча звезд, звездных скоплений и туманностей была сфотографирована на Гарвардской станции в Перу. Изучив фотопластинки, Ливитт обнаружила там 2400 переменных звезд. Для некоторых из этих звезд она смогла определить период переменности, построив график зависимости их блеска от времени. Ливитт заметила, что чем длиннее период, тем ярче звезда в своем нормальном состоянии, А поскольку все звезды Малого Магелланова Облака находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, истинная светимость и период ее переменности у звезд типа дельты Цефея должны быть тесно связаны (рис. 20.7).

Рис. 20.7. (а) Генриетта Ливитт (1868–1921) обнаружила связь между светимостью и периодом переменности цефеид: чем ярче цефеида, тем медленнее она изменяет свою яркость. (б) К построенному ею в 1912 году графику мы добавили обозначение осей. Отметим, что диапазон периодов простирается от нескольких суток до более чем сотни суток. Фото: Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд.

Обнаруженная связь открыла новый путь для определения расстояний: измерив период цефеиды, можно определить ее светимость, то есть истинную мощность излучения. Затем нужно просто сравнить это значение с видимым блеском звезды и вычислить расстояние. Например, если период равен 10 суткам, то цефеида светит в 2000 раз мощнее Солнца. Простые вычисления показывают, что эта цефеида, если ее видимый блеск равен шестой звездной величине (на пределе доступности для невооруженного глаза), находится на расстоянии 800 пк (2600 световых лет) от нас.

Но расстояние до Малого Магелланового Облака не было известно, поэтому Ливитт не могла определить, какую светимость имеют цефеиды. В 1913 году Эйнар Герцшпрунг предложил способ откалибровать этот новый метод измерения расстояний. Он использовал несколько цефеид нашей Галактики, для которых ему удалось вычислить среднее расстояние методом Каптейна. Подобное исследование провел и Харлоу Шепли. Цефеиды оказались очень яркими звездами, мощность излучения которых от 100 до 10 000 раз больше, чем у Солнца. Эти «стандартные свечи» дали новый способ определения расстояний и исследования не только Галактики, но и других, более далеких звездных систем.

Американский астроном Харлоу Шепли (1885–1972) сместил Солнце из центра Галактики, куда ранее поместили его подсчеты звезд. Путь Шепли в науку оказался извилистым. В своих мемуарах он рассказал, что сначала хотел поступить в университет штата Миссури, чтобы изучать журналистику, но начало этого курса отложили на следующий год. Не желая терять время попусту, он решил пока послушать какой-нибудь другой курс и начал листать расписание лекций в университете. Первым предметом, название которого он смог произнести, оказалась астрономия. Вот так и решилась его судьба.

В 1914 году Шепли начал работать в обсерватории Маунт-Вилсон, которая обладала тогда крупнейшим в мире телескопом (1,5 м). Шепли занялся изучением цефеид в шаровых звездных скоплениях, чтобы использовать их для определения расстояний. Что такое шаровое звездное скопление? Большинство звездных скоплений — это не очень плотные группы из нескольких сотен звезд, например Плеяды в созвездии Телец. Но шаровые скопления совсем другие: они имеют сферическую форму, и число звезд в них может превышать миллион. В их центре изображения звезд сливаются и образуют ровно светящуюся туманность (рис. 20.8).

Рис. 20.8. Известны два типа звездных скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления более распространены. В них довольно молодые звезды слабее связаны друг с другом взаимным притяжением. Здесь представлено рассеянное скопление Плеяды («Семь сестер») в Тельце (а) и шаровое скопление омега Кентавра (б). Фото: Харри Лехто и Тапио Корхонен соответственно.

В нашей Галактике шаровые скопления крайне редки: известно немногим более сотни таких систем. Но для исследователей это очень важные объекты с нескольких точек зрения: в них содержится очень много звезд, они видны с большого расстояния и в них можно обнаружить звезды редких типов. Работая в обсерватории Маунт-Вилсон, Шепли нашел в шаровых скоплениях переменные звезды и использовал их для вычисления расстояний. Определив расстояния до дюжины скоплений, он понял, что у всех скоплений почти одинаковые диаметры. Поэтому он смог найти расстояние до остальных шаровых скоплений, используя их видимые диаметры как индикатор расстояния.

Этим методом Шепли определил расстояния уже до нескольких дюжин скоплений, а затем изобразил на рисунке их положение в пространстве, используя их расстояние и направление от Солнца. Оказалось, что шаровые скопления распределены почти сферически вокруг Галактики (рис. 20.9). В 1919 году Шепли обнародовал свои выводы: Галактика гораздо больше, чем думали ранее, исходя из подсчета звезд. Ее центр расположен не вблизи Солнца, а далеко в направлении созвездия Стрелец. «Вселенная Каптейна» — всего лишь малая часть нашей большой Галактики.

Это был смелый вывод, основанный на одном лишь классе небесных объектов. Кроме того, цефеиды стали новым индикаторомрасстояния, и люди поначалу с недоверием отнеслись к большим расстояниям, полученным Шепли. Теперь мы знаем, что эти расстояния по некоторым причинам были завышены (например, переменные звезды в шаровых скоплениях отличаются от «нормальных» цефеид), но его основная идея оказалась верной. По современным оценкам, диаметр Галактики около 100 000 световых лет, что примерно втрое меньше оценки Шепли.

Рис. 20.9. Харлоу Шепли использовал шаровые скопления для изучения структуры Галактики. На карте ясно видно, что Солнце расположено вдали от центра.

Выводы Шепли вскоре получили косвенную поддержку от результатов двух новых работ. Это были исследования движения звезд, проведенные Бертилем Линдбладом в 1921 году и Яном Оортом в 1927 году, а также наблюдения Роберта Трюмплера, показавшие в 1930 году, что в Галактике есть межзвездная пыль, которая существенно ослабляет свет.

Еще Каптейн понимал, что результаты подсчета звезд могут быть искажены поглощением света в космическом пространстве. На фотографиях, полученных Эдуардом Барнардом (1857–1923), выявилось множество темных пятен в Млечном Пути (рис. 20.10). Считалось, что свет звезд в этих направлениях поглощается каким-то веществом, собранным в облака. Но рассеяно ли это вещество и по всему остальному межзвездному пространству? Тогда уже были свидетельства существования межзвездного газа, но ничего не знали о веществе, поглощающем свет. В 1904 году Иоганнес Гартман наблюдал в спектрах двойных звезд «лишние» линии, которые не участвовали в доплеровском смещении, вызванном орбитальным движением звезд. Ясно, что эти линии возникли в газе, находящемся между звездами и нами. Но содержатся ли в этом газе пылинки?

Рис. 20.10. Пыль в Галактике может собираться в плотные облака, не пропускающие свет находящихся за ними звезд. Этот снимок получен с помощью космического телескопа «Хаббл».

Наконец в 1930 году швейцарский астроном Роберт Трюмплер (1886–1956), работавший в Ликской обсерватории, доказал, что межзвездное пространство не совсем прозрачно. Он измерил расстояния до звездных скоплений двумя способами. В одном из них использовались угловые диаметры скоплений; ранее этот метод применял Шепли для шаровых скоплений. Он дает результаты, не искаженные ослаблением света. Второй способ был основан на видимом блеске звезд в скоплениях. На определенные этим способом расстояния сильно влияет ослабление света, если оно существует. Сравнивая полученные значения, Трюмплер заметил, что второй метод дает расстояния, отличающиеся как раз на ту величину, которую можно было бы ожидать при наличии в межзвездной среде поглощающего свет вещества.

Сейчас мы знаем, что при расстоянии в 3000 световых лет вещество в плоскости Галактики ослабляет поток света до одной шестой его интенсивности в прозрачной среде. Потеря света возникает из-за поглощения частицами пыли. Опасения Каптейна оправдались. Хотя Галактика — это звездная система, подсчетов одних только звезд недостаточно для определения ее структуры. Необходимо использовать и более далекие объекты, такие как шаровые звездные скопления, которые не концентрируются в запыленном диске Галактики.

Иммануил Кант предполагал, что звезды нашей Галактики обращаются вокруг далекого центра, подобно планетам, обращающимся вокруг Солнца. Но где же этот загадочный центр? Представление Шепли о Галактике получило мощную поддержку, когда было доказано, что (а) наша звездная система вращается вокруг центра и что (б) центр вращения находится в том направлении, которое указал Шепли, — в направлении созвездия Стрелец. Как же был получен этот замечательный результат?

Используя данные о собственных движениях, Вильям Гершель и Фридрих Аргеландер продемонстрировали, что Солнце движется относительно близлежащих звезд. Но демонстрируют ли движения самих звезд систематический тренд? В начале XX века были измерены собственные движения нескольких тысяч звезд, а также, начиная с 1890-х годов, было получено множество измерений лучевых скоростей звезд по их спектрам. Объединение этих двух массивов данных привело к замечательному открытию.

Оказалось, что существует небольшое число высокоскоростных звезд, которые несутся мимо нас со скоростью 60–80 км/с. Скорости «обычных» звезд заметно ниже. Решение этой загадки нашел шведский астроном Бертиль Линдблад (1895–1965). В 1921 году он предположил, что Галактика состоит из взаимно проникающих подсистем; они вращаются вокруг общего центра, но с разной скоростью. Эта идея легко объясняет движение быстрых звезд: они принадлежат другой подсистеме, не той, которая состоит из «обычных» звезд. Фактически «высокоскоростные звезды» вместе с шаровыми звездными скоплениями входят в медленно вращающуюся подсистему. На самом деле именно «обычные» звезды движутся с большой скоростью. Они, в том числе и наше Солнце, принадлежат плоскому диску Галактики. Мы обгоняем звезды медленно вращающейся подсистемы, и нам кажется, что эти звезды проносятся мимо нас в обратную сторону.

Окончательное доказательство вращения Галактики в 1927 году дал голландский астроном Ян Оорт (1900–1992). Он был студентом Каптейна и, идя по следам своего знаменитого учителя, тоже начал изучать Галактику. Идеи Линдблада о звездах с высокими скоростями вдохновили Оорта, и он решил детально исследовать то, как земной наблюдатель должен видеть движения звезд во вращающейся Галактике в разных направлениях и на разных расстояниях.

Как мы можем заметить вращение плоской звездной системы, находясь внутри нее? Если большая часть звезд сконцентрирована в центре системы, то удаленные звезды испытывают такое гравитационное притяжение, какое исходило бы от единого массивного тела. Звезды должны обращаться вокруг этого центра, как планеты вокруг Солнца: ближние звезды быстрее, а дальние медленнее. Оорт вывел формулу, показывающую, какими должны быть наблюдаемые скорости звезд в разных частях Галактики. Оказалось, что наблюдаемые лучевые скорости звезд хорошо описываются теорией Оорта. Скорость должна становиться нулевой в четырех направлениях, отстоящих друг от друга на 90°. Одно из них — это направление на центр Галактики, которое по Оорту совпадает с центром в модели Шепли. Оорт смог также измерить расстояние до центра Галактики. Определенное им значение составило 20 000 световых лет, примерно одну треть от значения Шепли. Согласно более поздним исследованиям, это расстояние немного больше — около 26 000 световых лет (8000 пк). На рис. 20.11 представлен прекрасный вид нашей Галактики и заметна ее центральная область.

Рис. 20.11. Направление на центр Галактики лежит между созвездиями Стрелец и Скорпион, невысоко над горизонтом в правой части этой прекрасной фотопанорамы Долины Смерти. Заметьте, что пылевые облака растянулись вдоль полосы Млечного Пути. Фото получено Дэном Дуриско (Dan Duriscoe, U. S. National Park Service) no программе исследования светового загрязнения среды и разработки методов защиты оставшихся на Земле мест с темным небом.

Вероятно, американец Стивен Александер (1806–1883) был первым, кто предположил в 1852 году, что звезды в Галактике образуют спиральные рукава. В то время уже имелись наблюдения нескольких спиральных туманностей. У Александера не было доказательств его идеи, но позже такое же предположение высказывали и другие ученые. Попытки выявить спиральную структуру путем подсчета звезд в разных направлениях провалились, но способ наблюдения спиральных ветвей появился в 1940-х годах из довольно неожиданного источника.

Немецкий астроном Вальтер Бааде, работавший в Гамбургской обсерватории, был вынужден в 1931 году эмигрировать в Америку (рис. 20.12). Когда началась война, он еще не получил американского гражданства, его не могли призвать на военную службу, но ему разрешили проводить свои исследования на 2,5-метровом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон. А ночное затемнение военного времени в окрестностях Лос-Анджелеса создало отличную возможность для фотографирования галактик.

Рис. 20.12. Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что спиральные галактики состоят из подсистем с разным звездным населением. Например, в спиральных рукавах находятся звезды населения I типа. Это фото 1923 года (собственность Гамбургской обсерватории).

Бааде изучал соседние спиральные галактики, такие как Туманность Андромеды. Он пришел к выводу, что в спиральных галактиках содержатся два различных населения звезд: население I типа, которое входит в плоскую подсистему и формирует спиральные рукава, и население II типа, окружающее плоский диск почти сферически. Полная яркость всех звезд населения II не так велика, поэтому наличие этой подсистемы в окрестностях Солнца нелегко заметить на фоне ярких звезд диска. К счастью, в этой сферической подсистеме заметно выделяются шаровые звездные скопления. На орбитах вокруг центра Галактики движется более 100 шаровых скоплений. Их орбиты вытянуты, и они время от времени пересекают галактическую плоскость. Но чаще всего они видны далеко над или под плоскостью Галактики. Два звездных населения различаются и по характеру вращения. Как уже говорилось, население II вращается медленнее, чем плоская подсистема.

Итак, ключ к поиску спиральных рукавов Галактики был найден: нужно использовать звезды населения I. Экстремальными представителями этих звезд служат яркие и горячие голубые звезды спектральных классов О и В, которые часто связаны с яркими газовыми эмиссионными туманностями. В 1951 году на рождественском собрании Американского астрономического общества Уильям Морган (1906–1994) с коллегами рассказали о своих исследованиях ОВ-звезд и эмиссионных туманностей. Они измерили расстояния и отметили на карте галактической плоскости положение этих объектов. Впервые на этой карте проступила спиральная структура околосолнечных областей Галактики. По-видимому, Солнце расположено на внутреннем крае одного из спиральных рукавов.

Доклад Моргана закончился аплодисментами и топаньем ног восторженных слушателей. До этого долго обсуждался вопрос о том, живем ли мы в спиральной галактике, но теперь это было доказано. К сожалению, пыль мешает использовать этот метод на больших расстояниях. Рукав, в котором находится Солнце, так и называют — Местный спиральный рукав. На самом деле, он может быть не основным рукавом, а «перемычкой», как показано на рис. 20.13.

К звездам Местного спирального рукава относятся Капелла и Сириус, Бетельгейзе (в Орионе) и Денеб (в Лебеде), а также широко известные звезды Кассиопеи, образующие фигуру W или М. В направлении Капеллы мы смотрим приблизительно поперек рукава. А в направлении «головы» Лебедя (Денеб в его «хвосте») смотрим вдоль Местного рукава. Плотные пылевые облака ограничивают видимость в этом направлении, поэтому кажется, что полоса Млечного Пути там разделяется на две части.

Рис. 20.13. Современная схема спиральных рукавов нашей Галактики.

Спиральные рукава Галактики — это не только вереницы ярких звезд. Это еще и скопления пыли и газа, а также места рождения молодых звезд. В 1950-х годах были разработаны новые методы поиска газовых облаков с помощью радиотелескопов. Пыль не задерживает длинноволновое радиоизлучение, которое проходит мимо пылинок. Поэтому удалось составить карту* длинных отрезков спиральных рукавов по всему' диску Галактики, но пока все еще трудно объединить их в связанную картину, поскольку мы не можем взглянуть на свою Галактику снаружи. Проанализировав все имеющиеся данные, канадский астроном Жак Валле (Jacques P. Vallée) пришел недавно к выводу, что число спиральных рукавов у Галактики равно четырем, что, кстати, совпадает с предположением Стивена Александера, сделанным в 1852 году при полном отсутствии каких-либо данных.