Хаббл. Расширение Вселенной

ГЛАВА 2 Классификация галактик и островные вселенные

В 1917 году Хаббл защитил диссертацию, а уже в 1929-м опубликовал свой знаменитый закон, успев при этом поучаствовать в мировой войне. За этот короткий промежуток он пришел к пониманию существования других галактик и необходимости определения расстояний между ними. Он первым в мире осознал, насколько огромна Вселенная. До него никто не мог и представить себе таких размеров: если вселенная Кеплера — размером со световой час, вселенная Гершеля равна тысяче световых часов, то вселенная Хаббла простирается на десять миллиардов световых лет.

Новые открытия совершаются, когда приходит их время. Очень редко бывает так, что открытия делают задолго до этого или, наоборот, после. Эти открытия становятся возможными благодаря появлению более точных инструментов, требующих осмысления новых полученных данных, или формулировке новых теорий, позволяющих иначе интерпретировать уже известную информацию.

В случае с возможностью существования островных вселенных (которые Хаббл называл внегалактическими туманностями, а сегодня мы используем для них термин «галактики»), по сути, вопрос касался реальных размеров Вселенной. Открытия были сделаны, когда пришло их время. Доказательство существования этих вселенных приписывается Хабблу — и это не случайно, однако в истории остались имена и других ученых, о которых не следует забывать.

Термин «островные вселенные», малоупотребительный сегодня и замененный более удачным — галактики, впервые был использован немецким эрудитом и путешественником Александром фон Гумбольдтом (1769-1859). Идея была не нова, о ней уже писали философы, не обладавшие данными наблюдений, в частности англичанин Кристофер Рен (1632-1723) и прусский философ Иммануил Кант (1724-1804).

Немецкий астроном Уильям Гершель (1738-1822) с помощью своей сестры Каролины создал самые большие телескопы своей эпохи. Один из них был установлен в Мадриде, в Национальной обсерватории, однако через несколько лет был разрушен в ходе французской оккупации. Гершель пришел к выводу, что Млечный Путь имеет форму диска, или «мельничного жернова», по его собственному выражению, в котором Солнце занимало центральное место (см. рисунок). Не было объективной причины считать, что существуют еще какие-то «мельничные жернова».

Во вселенной Гершеля Солнце располагается примерно в центре.

Перед началом работы в Йеркской обсерватории Чикагского университета Хаббл присутствовал на ежегодной конференции Астрономического общества Северной Америки, что стало решающим событием для его будущей работы. Он смог посетить памятную выставку Весто Слайфера, где были представлены скорости удаления туманностей, достигавшие поразительных величин — более 1000 км/с. Эти скорости были получены в результате упрощенной интерпретации эффекта Доплера.

Эффект Доплера, получивший свое название в честь австрийского физика Кристиана Андреаса Доплера (1803- 1853) в 1842 году, был впервые упомянут в работе об изменении цвета двойных звезд. Этот эффект возникает для всех видов волн, когда приемник и источник волны движутся относительно друг друга. Если источник отдаляется от нас, длина волны увеличивается, если он приближается — уменьшается.

Если источник звука отдаляется от нас, то из-за увеличения длины волны мы слышим более низкий звук. Если источник приближается, звук становится более высоким. Когда к нам быстро приближается машина, мы слышим более высокий звук, когда она проезжает мимо нас и начинает удаляться, звук становится более низким. Так как свет — тоже волна, здесь также имеет место эффект Доплера. Он очень хорошо заметен, если мы посмотрим на спектральные линии. Они такие узкие, поскольку связаны с перемещением электронов по энергетическим уровням в атомах. Если спектральная линия оказывается не в своем положении, а смещена относительно длины волны, мы можем заподозрить, что это проявление эффекта Доплера, то есть имеет место движение источника волны по отношению к нам. Если длина волны увеличивается — обычно это называется красным смещением, — значит, источник удаляется. Если длина волны уменьшается — это называют фиолетовым смещением,— источник приближается. Кроме самого факта движения от нас или к нам, можно выяснить также скорость источника. Стоит отметить, что этот эффект имеет ключевое значение для астрофизики: благодаря ему мы можем узнать скорость любой звезды и направление ее движения.

Кристиан Андреас Доплер.

Представим спектральную линию с длиной волны λ₀ в лаборатории здесь, на Земле. Если мы будем наблюдать ее на движущейся (приближающейся или удаляющейся) звезде или галактике, полоса будет смещаться, изменится ее длина волны λ, а формула, связывающая обе длины волны, будет иметь следующий вид:

λ =λ₀(1 + v/c),

где v — скорость удаления, а с — скорость света. Если v положительна, λ > λ₀, поэтому если полоса была желтой, смещение будет к красному цвету. Если v отрицательная, смещение будет к синему цвету. «Покраснение» используется как эквивалент смещения к большей длине волны.

В начале XX века не было различия между крупными объектами (за исключением планет), принадлежащими нашей и другим галактикам. И те, и другие назывались туманностями. Когда возникла необходимость их различать, Хаббл использовал термин «галактические туманности» и «внегалактические туманности». Ни разу за свою жизнь он не использовал термин «галактика», за исключением случаев, когда говорил о нашей галактике. Видимо, это было связано с враждой с Шепли, который настаивал именно на этом термине. Однако, поскольку эта книга посвящена Хабблу, а он использовал выражение «внегалактические туманности» или просто «туманности» (так как галактические туманности очень скоро перестали его интересовать), мы также будем пользоваться его терминологией, понимая, что «(внегалактическая) туманность» равнозначна современному понятию «галактика». Сегодня мы используем термин «галактика» для обозначения внегалактических туманностей, а термин «туманность» понимается как галактическая туманность. В этом словоупотреблении есть всего одно исключение: мы продолжаем говорить Туманность Андромеды, хотя, согласно описанному критерию, должны использовать выражение «галактика Андромеды». Наша галактика — одна из миллиарда других. Мы называем ее «нашей галактикой», или Млечным Путем: это полоса молочного цвета (см. рисунок), которая хорошо видна на ночном небе. Оба слова пишутся с заглавной буквы, поскольку они являются названием нашей галактики.

Художественное представление Млечного Пути.

Этот термин используется и в случае, когда мы находимся дальше красного цвета, в инфракрасном спектре, в радиоволнах. Также под термином «эффект посинения» понимается смещение к более короткой длине волны, даже когда мы выходим за границы синего цвета, двигаясь к ультрафиолетовому, рентгеновскому или γ излучению.

В астрофизике часто используется величина z, красное смещение (по-английски redshift), которое равно

z = (λ - λ₀)/λ₀.

То есть это перемещение линии в релятивистской концепции.

В случае красного смещения имеет место эффект Доплера, и мы приходим к выражению

z =v/с

В действительности в астрофизике измеряется красное смещение, z. Если оно интерпретируется как эффект Доплера, мы можем использовать эту формулу для вычисления скорости удаления (если z > 0) или приближения (если z < 0). Интерпретация, согласно которой z возникает из-за эффекта Доплера, очень проста. Мы увидим далее, что Хаббл не захотел высказывать своего мнения по данному вопросу, соглашаясь с мыслью о том, что возможны и другие причины покраснения. Мы вернемся к этому, но сейчас рассмотрим историческое развитие событий.

После обнаружения в Мюнхене Йозефом фон Фраунгофером (1787-1826) спектральных линий в солнечном излучении, астрофизика начала собирать точные данные в этой области. Скоро линии Фраунгофера были обнаружены в излучении звезд, и это позволило измерить их скорость, которая составила порядка 20-40 км/с. Следующим шагом было измерение скоростей туманностей. Были известны туманности, скорость которых примерно равна звездной; позже выяснилось, что они относятся к Млечному Пути. Затем настало время для измерения скоростей туманностей, имеющих вид вихрей; сегодня мы называем их спиральными галактиками.

Первой выбранной галактикой стала большая Туманность Андромеды (М31), имеющая наибольший угловой размер; ее можно наблюдать невооруженным глазом в Северном полушарии. Полученный уже в 1912 году результат был удивительным: Андромеда приближается к нам со скоростью 300 км/с. Ни один астрофизический объект не имел такой скорости. Но Слайфер продолжал измерять другие галактики — их было около 40. Полученные результаты удивляли еще больше. Во-первых, скорости росли, превышая величины, равные 1000 км/с, а во-вторых, Андромеда оказалась исключением, так как все остальные галактики удалялись. Впервые можно было говорить о расширении Вселенной.

Американский астроном Весто Мелвин Слайфер (1875-1969) родился в Малберри, Индиана. Он получил работу в обсерватории Флагстафф (Аризона), основанной миллионером Персивалем Лоуэллом, а в 1916 году стал ее директором. Лоуэлл был одним из открывателей и исследователей марсианских каналов (которых, впрочем, никогда не существовало). Он интересовался Солнечной системой и одним из первых понял, что будущее астрономии — за спектрометрией. Хотя телескоп Лоуэлла был довольно скромных размеров, он приобрел прекрасный спектрометр и предложил Слайферу воспользоваться им. Лоуэлл думал, что галактика Андромеды — еще одна солнечная система в стадии формирования, поэтому решил измерять скорости галактик, пользуясь спектральными линиями. Слайфер увидел, что почти все туманности удаляются с высокими скоростями, более 1000 км/с, и такая стремительность никогда раньше не была описана применительно к астрономическим объектам. Поэтому именно ему принадлежит открытие факта расширения Вселенной. Когда Слайфер представил результаты своих исследований, при этом присутствовал молодой Хаббл, тотчас же решивший, чем именно он будет заниматься.

Весто Слайфер измерил скорости спиральных галактик и первым наблюдал расширение Вселенной.

Слайфер прославился почти сразу после своего открытия. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг( 1873-1967) из Потсдамской обсерватории (Германия), сегодня известный как один из авторов диаграммы классификации звезд Герцшпрунга — Рассела (второй автор — Генри Норрис Рассел), быстро оценил важность открытия. Для него такие высокие скорости означали, что спиральные туманности не могут принадлежать системе Млечного Пути. Даже ничего не зная о расстояниях, он понял, что скорости такого порядка нехарактерны для звезд, и было непросто согласиться с тем, что они гравитационно связаны с нашей туманностью. Герцшпрунг говорил: «Они должны составлять отдельные острова во Вселенной, среди которых Млечный Путь — один из бесчисленных островов». Наконец давно возникшая мысль об островных вселенных подтвердилась с помощью наблюдений.

Однако некоторые скептически настроенные исследователи сомневались в достоверности экспериментальных данных. Например, Джордж Ричи, работавший с большим 60-дюймовым (1,52 м) телескопом в Маунт-Вилсоне, с помощью фотопластинок спиральных галактик установил, что их масса не может быть аналогична массе Млечного Пути, поэтому он отвергал идею островных вселенных. Однако догадку Герцшпрунга поддерживал и Слайфер.

После сенсационного открытия Слайфера, установившего, что все туманности разлетаются с огромной скоростью, Хаббл начал работать с большим телескопом, который, однако, не был в то время самым большим. Это был 40-дюймовый (1,02 м) рефрактор, большой Йеркский телескоп (см. фотографию). Миллионер Чарльз Йеркс подарил это оборудование Чикагскому университету и организовал его установку в обсерватории на берегу озера Женева, где в то время располагались еще не электрифицированные деревушки. Хаббл знал, что наступило время изучения туманностей, и забросил все остальные работы, связанные с Солнцем. Йеркский телескоп был не очень популярен, многие астрономы перебрались в Маунт- Вилсон, в Калифорнию, к большому 60-дюймовому телескопу. Среди оставивших Йеркс был и Уолтер Адамс (1876-1956), сыгравший в нашей истории важную роль. Но даже когда Хаббл переехал в Маунт-Вилсон, он предпочитал телескоп более скромных размеров, всего 24 дюйма (61 см), о котором практически забыли все остальные исследователи. Йеркские астрономы — директор Эдвин Фрост, Эдвард Барнард, имя которого носит одна из ближайших звезд, и некоторые другие — предлагали Хабблу заняться фотоисследованием туманностей.

Большой телескоп в Йорке — первый, на котором работал Хаббл. Фотография примерно 1901 года.

Его выбор пал на NGC 2261. С 1915 по 1916 год ученый сделал множество фотопластинок. Он сравнил свои результаты с теми, что были получены восемь лет назад другими астрономами, и пришел к выводу, что форма туманности изменилась. Если за такое короткое время произошли видимые изменения, значит туманность находится не очень далеко. Казалось, это свидетельствует о том, что перед далекими спиральными туманностями Слайфера находятся и другие, более близкие, входящие в состав Млечного Пути. Хаббл опубликовал свои результаты в Astrophysical Journal Чикагского университета (сегодня это одно из самых престижных изданий в области астрофизики). Близость туманности подтверждало и то, что Хаббл мог наблюдать собственно движения (то есть перемещение перпендикулярно линии наблюдения) некоторых ее звезд.

Название диссертации звучало следующим образом: Photographic Investigations of Faint Nebulae («Фотографические исследования слабых туманностей»). Это была хорошая тема для исследовательской работы, которую нужно было представить в письменном и устном виде. Письменная часть работы была очень короткой — всего 15 страниц. Фрост настаивал на более длинном описании и исправлении некоторых ошибок. Но переезд Хаббла в Маунт-Вилсон и Первая мировая война заставили ученого на несколько лет сделать перерыв в работе. Представление ее научному сообществу откладывать уже было нельзя, так что письменная часть так и осталась неисправленной. Однако устное выступление стало настоящим триумфом Хаббла. Членами комиссии были Фрост, Барнард и его первый и единственный профессор астрономии Мультон. Работа получила высшую оценку с отличием (magna cum laude). Это был настоящий успех. Так в самом начале карьеры Хаббл завоевал уважение других астрономов, и это открыло ему двери для дальнейшей работы.

В 1916 году Уолтер Адамс был директором-ассистентом в Маунт-Вилсоне, недалеко от Пасадины, Калифорния. После легендарного 60-дюймового (1,52 м) телескопа, который некоторое время был самым большим в мире, появился 100-дюймовый (2,54 м). Чем больше был диаметр первичного зеркала, тем большее количество света оно захватывало, и это означало, что с его помощью можно увидеть новые звезды и туманности. Особенно сильно ученых интересовала возможность разложения света по длине волны и получения спектров в большем разрешении. Эти исследования имели ключевое значение для зарождавшейся физики туманностей. За несколько лет до своего появления 100-дюймовый телескоп казался невероятным устройством: его реализация была технически сложной, а размеры его купола должны быть поистине колоссальными.

После установки нового телескопа такого размера и с такими возможностями необходимо было увеличить штат, добавив в него еще одного астронома. Адамс предлагал одного аспиранта, некоего Хаббла. Директор Джордж Эллер Хейл попросил своих коллег из Чикаго дать свои отзывы об этом ученом. Они оказались прекрасными. Сложность состояла в том, что введение в штат нового астронома могло не понравиться Фросту. Маунт-Вилсон уже переманил лучших астрономов из Йеркса, и было несправедливым забирать у них еще одного многообещающего ученого. Хейл написал Фросту, и вместе с Барнардом они попросили Хаббла как можно скорее защитить свою работу и приехать в Маунт-Вилсон. О будущем этого исследователя они думали едва ли не больше, чем о своем собственном. После защиты диссертации Хабблу предложили зарплату в 1200 долларов в год.

Но США объявили войну Германии. Хаббл собирался пойти на фронт добровольцем, однако терять место он не хотел, поэтому попросил Хейла поберечь для него должность до возращения. Против всех ожиданий Хейл согласился. Возможно, он был уверен в том, что его страна должна принять участие в мировой войне, и ему импонировало благородное желание молодого ученого. Словом, поведение Хаббла вызвало симпатии: он уходил на войну, отказываясь от места, о котором мечтал. В мае того же года Хаббл записался в армию и уехал до августа 1919 года. Хейл ждал нового работника и даже повысил ему обещанную зарплату. Когда Хаббл, наконец, поступил на службу, его зарплата составляла 1500 долларов в год.

После Первой мировой войны и недолгого пребывания в любимой Англии «майор Хаббл» поступил на службу в Маунт-Вилсон. С первых дней основным объектом исследований в этой обсерватории были планеты.

Но в 1920 году в Маунт-Вилсоне поняли, что следует заняться туманностями. Нельзя сказать, что исследования планет и звезд были завершены. Совсем наоборот, еще совсем недавно великий британский астроном Артур Эддингтон полагал, что звезды состоят из железа, кроме того, не были известны механизмы слияния ядер. Планеты до сих пор остаются важным объектом многих исследований, но в те годы о туманностях не было известно вообще ничего. Не было понятно, из чего они состоят, не существовало их классификации, не было известно расстояние до них, но ученых не покидало ощущение, что туманности — ключ к пониманию размеров Вселенной.

Принадлежат ли туманности к Млечному Пути? Существуют ли островные вселенные? Какие еще вселенные существуют? Тезис о принадлежности туманностей к Млечному Пути в Маунт-Вилсоне отстаивали Харлоу Шепли и Адриан ванн Маанен, наследники старой традиции. Уильям Гершель, пересчитывая звезды, обнаружил, что Солнце находится примерно посредине Млечного Пути. Из этого не следовало, что не существует островных вселенных (других галактик, как мы сказали бы сегодня), но такое предположение все же высказывалось. Позднее голландский астроном Якобус Каптейн построил сходную модель, но с более точными данными. Почему же представление о Млечном Пути в те годы так отличалось от сегодняшнего? Мы знаем, что Солнце располагается не в центре галактики, а на расстоянии 30 тысяч световых лет от него. Но в те времена ничего не было известно о межзвездной экстинкции, которая не позволяет нам производить наблюдения на расстоянии, превышающем 3000 световых лет.

Каптейн, учитель ван Маанена, посетил Маунт-Вилсон и настоял на включении в исследовательскую программу обсерватории своего ученика. Со своей стороны, Шепли отстаивал модель, согласно которой только Млечный Путь является Вселенной, но его размеры примерно в 20 раз превышают предположения Каптейна.

Хаббл пока не высказывал своего мнения. Он приступил к изучению уже известной туманности NGC 2261, которую наблюдал в Йерксе, — в этот раз с помощью 60-дюймового телескопа Маунт-Вилсона. Туманность казалась ему такой близкой, принадлежащей к Млечному Пути. Об островных вселенных Хаббл пока предпочитал молчать.

Попечителем обсерватории Маунт-Вилсон был мультимиллионер Эндрю Карнеги (1835-1919), а впоследствии — Фонд Карнеги в Вашингтоне. Карнеги был хорошим другом первого директора, Уильяма Хейла, и полностью доверял науке. Когда Хаббл приступил к работе, Хейл нечасто посещал обсерваторию, передав управление директору-ассистенту Уолтеру Адамсу, который занимался практическими и организационными вопросами, в то время как Хейл находил деньги на все более мощные телескопы. Хейл выбрал для установки телескопа место на горе Вилсон, на высоте 1742 м над уровнем моря, относительно близко от Пасадины, где располагалось основное здание обсерватории с кабинетами астрономов. Любопытно, что Хаббл, пришедший в обсерваторию последним, получил единственный кабинет с собственным туалетом — он унаследовал его от самого Хейла.

Обсерватория на горе размещалась в нескольких зданиях, помимо куполов, под которыми находились телескопы (см. фотографию). Здесь также было здание общежития с 15 комнатами для работавших ночью астрономов и их технических помощников, там же располагалась библиотека, что в то время было гораздо важнее, чем в наши дни. В связи с этим можно вспомнить слова Эддингтона о том, что астрономией можно заниматься без телескопа, но нельзя — без библиотеки. Это здание Хейл прозвал Монастырем. Как и во многих обсерваториях, здесь были свои традиции. Например, в здания с телескопами, а также в помещение для астрономов не имели права входить женщины — Хейл считал, что они могут помешать работе исследователей. Также было запрещено пить кофе. Хейл был трезвенником и почему-то думал, что кофе по воздействию на организм сопоставим с алкоголем. Однако самой необычной традицией был ужин, напоминавший Высокий стол (High Table) в Оксфорде или Кембридже. У каждого было собственное кольцо для салфетки, расположение колец и их владельцев подчинялось строгому протоколу. Почетное место в центре занимал астроном, который совершал наблюдения на 100-дюймовом телескопе. Справа от почетного места садился астроном-ассистент, помогавший при наблюдениях на 100-дюймовом телескопе, далее садился астроном, который должен был работать на 60-дюймовом телескопе, и так далее, при этом места были определены абсолютно для всех работников. Сигнал к началу ужина подавали с помощью специального колокола, все присутствовавшие должны быть в костюме с галстуком. Естественно, эту церемонию придумал Хейл, а не Хаббл, но именно Хаббл при этом чувствовал себя как в любимом Оксфорде. Когда Хаббл уже постарел, молодые астрономы начали бунтовать против этих странных обычаев. Однажды два молодых астронома из Оксфорда пришли на ужин в джинсах и футболках, и Хаббл упрекнул их: «Вы бы поступили так за Высоким столом?» Они упрямо ответили: «Но здесь не Оксфорд». Один из работавших тогда астрономов стал свидетелем следующего происшествия:

«Однажды для наблюдения с большим телескопом был назначен ван Маанен. Его кольцо для салфетки было положено на почетное место. Хаббл спустился до удара колокола и тайно поменял свое кольцо с кольцом ван Маанена. Когда ван Маанен хотел занять свое место, то увидел там кольцо Хаббла, он посмотрел на Хаббла со злостью, но, видимо, подумав о том, что перед ним бывший боксер, гораздо более сильный, чем он сам, смолчал и занял место 60-дюймового телескопа».

После окончания ужина астрономы переодевались в более удобную для наблюдений одежду. Хаббл надевал военный камуфляж. Сегодня специальный экспертный комитет распределяет время работы разных команд с большими телескопами. Команды приезжают, занимаются наблюдениями несколько дней и возвращаются домой для изучения результатов. В те времена в Маунт-Вилсоне приоритет отдавался штатным астрономам и уже во вторую очередь — гостям.

Обсерватория Маунт-Вилсон, вид с воздуха. 2011 год. Под маленьким куполом (справа) находится малый 60-дюймовый телескоп, под большим — 100-дюймовый.

Хаббл обладал способностью очаровывать людей с первого взгляда. Это помогало в общении не только с женщинами, но и с руководством, которое он увлекал своим всепоглощающим желанием понять Вселенную. Но в отношениях с коллегами все было иначе. Работать рядом с высокомерным Хабблом — с его оксфордским выговором и любовью к военной дисциплине — было довольно нелегко.

Отношения Эдвина с директором Маунт-Вилсона Джорджем Эллери Хейлом складывались хорошо — возможно, потому что они редко общались лично. Мы уже видели, какое терпение проявил Хейл, ожидая Хаббла на работу в годы войны и после ее завершения.

Совсем иначе складывались отношения Хаббла с Уолтером Адамсом, который вначале занимал пост помощника директора, а впоследствии, когда Хейл подал в отставку по состоянию здоровья, стал его преемником. Вначале все вроде бы шло неплохо, но затем Адамса начали все больше раздражать бесконечные европейские вояжи Хаббла, который на долгие месяцы прерывал работу в обсерватории. Адамс не мог понять, что Хаббл так долго делает в Европе. Посещает великосветские вечера, участвует в празднествах, выступает с одной и той же лекцией? Неужели это настолько важно, что заставляет прервать наблюдения? Однако Хаббл уже вкусил мировую славу как астроном, открывший расширение Вселенной, так что он не считал нужным менять поведение.

Конечно, Адамса можно было понять: Хаббл уезжал и возвращался, когда хотел, ничего не объясняя и никого не предупреждая. Для любого другого работника такое поведение было бы неприемлемым, но не для Хаббла, находящегося на вершине славы. Сегодня можно сказать, что Адамс не вполне понимал, какое место его подчиненный занимал в научном мире. И для Маунт-Вилсона, и для науки в целом были важны контакты Хаббла с учеными других стран и теоретиками относительности. Вероятно, Адамс должен был быть снисходительнее, однако конфликт достиг такого накала, что Адамс, уходя в отставку, настоял, чтобы Хаббл не был избран директором обсерватории, несмотря на его авторитет. И действительно: Хаббл так и не стал директором Маунт-Вилсона.

Хаббл был ужасен. Я уже пару раз был вынужден слушать его замечания, направленные против Шепли, хотя они и были полной бессмыслицей [...]. Впрочем, Шепли тоже не был ангелом.

Мартин Шварцшильд, астроном из Принстона, об отношениях Хаббла и Шепли

Не сложились отношения Хаббла и со шведским астрономом Кнутом Эмилем Лундмарком (1889-1958). Их вражда дошла до того, что Хаббл во всеуслышание обвинил Лундмарка в плагиате: якобы тот присвоил его классификацию галактик. Лундмарк тогда работал в Маунт-Вилсоне, и именно он идентифицировал отдельные звезды в галактике (МЗЗ), а также в Магеллановых Облаках.

Несмотря на то что общение с коллегами не складывалось, Хаббл был блестящим оратором и любил дискуссии. В своем доме на Вудсток-роуд он часто организовывал вечера, Грейс заботилась об аперитивах, которые подносил безукоризненный дворецкий Александр Ота. На такие встречи приглашались избранные: от Калтеха обычно присутствовали Говард Робертсон, Ричард Толман, Фриц Цвикки, из Маунт-Вилсона приходили Мильтон Хьюмансон, Вальтер Бааде, а в конце жизни Хаббла — также Рудольф Минковский. Все эти имена пользуются уважением среди физиков. Хабблы часто посещали Атенеум (частный клуб в кампусе Калифорнийского технологического института), где собирались ученые, философы и деятели искусства. Состав группы, в которую входил Хаббл, часто менялся, нередки в ней были и иностранные гости. В его группе состояли знаменитые астрономы: Каптейн (на фото), Расселл, Тёрнер, Лундмарк, Оорт и другие. Как мы можем убедиться, в Пасадине сформировалась прекрасная научная атмосфера, ставшая основой для многих великих открытий, сделанных в то время. В этой среде Хаббл чувствовал себя превосходно, он был центральной фигурой собраний и дискуссий.

Голландский астроном Якобус Каптейн, фотография сделана в 1908 году в Монастыре Маунт- Вилсона (общежитие для приезжих астрономов). Каптейн был постоянным членом дискуссионных клубов Атенеума.

Ван Маанен утверждал, что обнаружил вращение в центре галактик. Хаббл не верил ему и просил Адамса показать ему пластинки ван Маанена. Спор, затеянный Хабблом, вышел за стены обсерватории. В результате было принято решение опубликовать от имени Маунт-Вилсона примирительную заметку о том, что вращение в туманностях более чем сомнительно. Однако Хаббл разозлился еще больше. Несмотря на его правоту, Адамс подал протест в Фонд Карнеги, потому что поведение ученого граничило со скандальным.

Однако, вероятно, самый сильный конфликт, характеризовавшийся взаимным презрением и наибольшим противостоянием научных идей, был у Хаббла с его главным оппонентом, Харлоу Шепли. Оба родились в штате Миссури, но Шепли гордился своими корнями и не понимал Хаббла, в частности его напускную англоманию и постоянную готовность отправиться на войну. Вражда утратила остроту после того, как Шепли уехал из Маунт-Вилсона и занял пост директора обсерватории Гарвардского колледжа. Но неприязнь сохранилась.

Хаббл был любезен только с одним астрономом — представительницей Гарварда Сесилией Пейн, обратившейся к нему в связи с научным вопросом, в котором она не находила понимания с Шепли. Хаббл называл Сесилию «лучшим мужчиной Гарварда».

Биограф ученого, Гейл Крисченсон, вспоминает забавный эпизод. Некоторые современники сравнивали высокомерного Хаббла с американским физиком Генри Роулендом (1848— 1901). Однажды у эгоцентричного Роуленда адвокат спросил на суде: «Кто самый величайший физик в мире?», и профессор ответил: «Предполагаю, что я». Когда кто-то заявил, что это звучит совершенно нескромно, Роуленд извинился: «Дело в том, что я был иод присягой».

На одном из собраний астрономов в Маунт-Вилсоне, организованном самим Хабблом, было решено произвести систематический разбор туманностей. Была выделена группа lightmen — тех, кто занимался наблюдениями в лунные ночи; это были спектроскописты, которым не мешал свет Луны, и возглавлял их Адамс. В безлунные ночи работали dark-men, они занимались фотографической фотометрией (которая очень чувствительна к лунному свету), и их возглавлял Шепли. Хаббл вошел в группу dark-men.

Характерная кривая света цефеид — переменных звезд, сыгравших важную роль в определении размеров Вселенной.

Солон Бейли (1854-1931) из обсерватории Гарварда изучал так называемые цефеиды — переменные звезды, пульсирующие с довольно точной периодичностью, примерно от 1 до 130 дней. Их кривая света, то есть изменение светового потока в зависимости от времени, очень характерна, поэтому их легко узнать. Светимость цефеид очень сильна, так что наблюдать их можно с больших расстояний. Такие звезды были известны с XVIII века, но Бейли заинтересовался ими в рассматриваемый период развития науки. Некоторые цефеиды светились сильнее, другие — слабее, и было неизвестно, является интенсивность их свечения их собственной характеристикой или просто более яркие цефеиды находятся ближе.

Американский астроном Генриетта Ливитт (1868-1921), исследователь-ассистент в Гарварде, сделала очень важное открытие. Она обнаружила цефеиды в Малом Магеллановом Облаке и предположила следующее: так как, по всей видимости, все цефеиды принадлежат к одной туманности, значит все они находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас. Ливитт открыла знаменитое отношение между периодом и светимостью (см. график). Под светимостью понимают лучистую энергию, испускаемую звездой в секунду. Чем больше период, тем больше светимость звезды. Важность этого открытия заключалась в том, что, идентифицировав цефеиды, можно было измерить период и, следовательно, их светимость. А зная значения светимости и светового потока, измеренных на Земле, можно вычислить расстояние. Например, если ближние цефеиды имеют звездную величину 5, а цефеиды в Магеллановом Облаке — 15, получается, что Малое Магелланово Облако находится в 100 раз дальше. Но как узнать расстояние до ближних цефеид? Чтобы воспользоваться этим методом и применить цефеиды «как стандартные канделы», необходима калибровка.

Итальянский исследователь и географ Антонио Пигафетта (прим. 1480 — прим. 1534) в XVI веке участвовал в первой кругосветной экспедиции Магеллана и Элькано. В «Первом путешествии вокруг света», где были собраны полученные во время экспедиции сведения, Пигафетта пишет:

«Антарктический полюс не такой звездный, как Арктический. Там можно увидеть много групп мелких звезд, формирующих две не очень отдаленные друг от друга и не очень яркие туманности. Между ними имеются две более крупные спокойные звезды, также не слишком яркие»».

В этом абзаце описаны Магеллановы Облака. Если бы Пигафетта знал, какую роль сыграют эти две туманности в великом открытии Генриетты Ливитт!

Предположительно портрет Антонио Пигафетты. Библиотека Бертолиана, Виченца.

Не существует настолько близких цефеид, расстояние до которых можно было бы рассчитать с помощью метода триангуляции, но в то время уже существовали способы измерения расстояния внутри Солнечной системы. Герцшпрунг первым осуществил калибровку, поэтому именно его можно назвать человеком, определившим расстояние до Малого Магелланова Облака. По его мнению, эта туманность находилась на расстоянии 30 тысяч световых лет (сейчас мы считаем, что расстояние равно 200 тысячам световых лет). Никогда прежде расстояния такого порядка не измерялись. Однако судьба распорядилась так, что в публикации была допущена опечатка: в журнале Astronomishe Nachrichten {«Новости астрономии») вместо 30 тысяч было напечатано 3 тысячи.

Другой замечательный астроном из Принстона, Генри Рассел, независимо от Герцшпрунга произвел расчеты и получил 80 тысяч световых лет. Разница между результатами Герцшпрунга и Рассела велика, но так бывает на первой стадии исследования. Важно то, что расстояние значительно превышало все прежние измерения, а кроме того, этот же принцип можно было применить и для других туманностей. В основе расчетов лежала еще одна гипотеза: свет, испускаемый Малым Магеллановым Облаком, доходит до Земли и на этом пути ничем не поглощается. Эта гипотеза впоследствии получила обоснование.

Шепли в Маунт-Вилсоне наблюдал цефеиды в шаровых скоплениях, а дома со своей невестой Мартой Бец он пытался интерпретировать полученные результаты. Вполне возможно, что Марта сыграла очень важную роль в работе ученого, однако об этом нет достоверных сведений: участвовать в наблюдениях в обсерватории она не могла, потому что, как мы уже говорили, женщинам доступ к телескопам Маунт-Вилсона был запрещен.

В первую очередь Шепли проверил, что отношение периода и светимости Ливитт выполняется и в шаровых скоплениях. Затем он усовершенствовал калибровку Герцшпрунга и Рассела, а дальше последовало его самое удивительное открытие: Шепли предположил, что шаровые скопления распределены симметрично вокруг центра Млечного Пути. Так появилась новая модель нашей галактики. Ее размеры оказались значительно больше, чем предполагалось раньше, Солнце в этой модели переместилось из центра на периферию, на расстояние в 30 тысяч световых лет, а сам центр находился в направлении созвездия Стрельца. Сегодня эта модель после некоторых уточнений признается абсолютно верной.

По сравнению с размерами Млечного Пути расстояние до Малого Магелланова Облака оказалось не таким уж и большим. Шепли предположил, что вся Вселенная ограничена Млечным Путем, а дальше ничего нет. Большие скорости, обнаруженные Слайфером, Шепли интерпретировал как выбросы из Млечного Пути под давлением излучения. Нетрудно было представить выброс газовой массы, отталкиваясь от версии, что спиральные туманности состоят не из звезд. Подчеркивая свое предположение относительно Млечного Пути как единственной Вселенной, Шепли называл его Великой Галактикой.

Также в своей диссертации Шепли рассматривал так называемую новую звезду, появившуюся в М31 (на самом деле сверхновую). Не останавливаясь на современной трактовке, можно сказать, что та звезда сияла, как вся М31. Если бы Андромеда состояла из звезд, эта новая звезда осталась бы незамеченной — если только она не излучала невообразимое количество энергии. Сегодня мы знаем, что на сверхновых звездах действительно происходит колоссальный выброс энергии, но в свое время аргумент Шепли был убедительным: Андромеда должна быть газообразной, а новая звезда (S Андромеды) — обычной звездой.

В подкрепление блестящей теории Великой Галактики ван Маанен утверждал, что мог наблюдать вращение в центральных зонах спиралей, известных как МЗЗ, М51, М81 и М101. Если бы эти туманности находились за пределами Млечного Пути, это движение имело бы скорость, значительно превышающую скорость света.

Теория Великой Галактики сегодня отвергнута благодаря усилиям, в частности, Хаббла. Но критиковали ее и другие исследователи, среди которых был Гербер Кёртис. Он говорил, что спектр спиралей с линиями поглощения почти идентичен спектру звезд класса F или G и не похож на газовые спектры, характеризующиеся линиями испускания. Спирали должны были состоять из звезд, а не из газа, вопреки утверждениям Шепли.

Большие спирали [...], по всей видимости, расположены за пределами нашей звездной системы.

Эдвин Пауэлл Хаббл

Кёртис много наблюдал спиральные туманности, блеск которых прерывался черными полосами. Он дал верную интерпретацию этого феномена, указывая в качестве причины межзвездное поглощение света. Но подобные полосы в спектре могли быть и у Млечного Пути, и если это так, то один выстрел убивал двух зайцев: поглощение не позволяло видеть спирали за пределами Млечного Пути. Таким образом, мы не видим других спиралей в направлении плоскости симметрии Млечного Пути не потому, что их нет, а потому, что их не видно. Это позволяло объяснить ошеломляющую разницу между моделями Млечного Пути Гершеля и Каптейна, с одной стороны, и моделью Шепли, с другой. Если Гершель и Каптейн утверждали, что Солнце находится в центре галактики, то Шепли был уверен: оно смещено на 30 тысяч световых лет в сторону периферии.

Сверхновую в Туманности Андромеды Кёртис считал незнакомым видом звезды с невероятной кратковременной светимостью. В конце концов, подобные вспышки уже наблюдали астрономы во времена Иоганна Кеплера (1571-1630) и Тихо Браге (1546-1601). Также Кёртис усомнился в ошибочном, но честном свидетельстве ван Маанена о том, что он наблюдал вращение в спиральных галактиках.

Таким образом, когда Хаббл вступил в сражение, существовало две теории: о Великой Галактике, представлявшей собой всю Вселенную (Шепли), и о Млечном Пути среди миллионов других далеких галактик, и обе они имели своих сторонников. Большее доверие вызывали идеи Кёртиса, но и Шепли находил поддержку. Сегодня известно, что прав был Кёртис, но мы не должны забывать о заслугах Шепли, который рассчитал расстояние до шаровых скоплений, уточнил размеры Млечного Пути и переместил Солнце из центра в то место, где оно и должно располагаться.

Что еще нужно было сделать для доказательства той или иной теории? Следующим шагом было обнаружение цефеид в спиральных туманностях, и это позволило подтвердить, что они находятся гораздо дальше Магеллановых Облаков. И в это время произошли странные события, из-за которых часто говорят, что история делает все возможное, чтобы казаться нелогичной наукой.

Эдвин Хаббл (слева) и Джеймс Джин за 100-дюймовым телескопом в Маунт- Вилсоне.

Генриетта Ливитт, открывательница отношения периода и светимости цефеид.

100-дюймовый телескоп в Маунт- Вилсоне, с помощью которого Хаббл совершил свои великие открытия.

Как известно, Шепли и Хаббл были в очень плохих отношениях. Упрямца Шепли не одобрял и руководитель обсерватории Хейл. В это время Шепли предложили место в обсерватории Гарварда, и он подумал, будто его приглашают на должность директора, хотя потом выяснилось, что это не совсем так. Ученому было некомфортно в Маунт-Вилсоне, поэтому он принял предложение. Это был неоднозначный шаг, ведь великий спор мог разрешиться только с помощью 100-дюймового телескопа, которым располагал Маунт-Вилсон.

Хаббл во многом не сходился с Шепли: его раздражал пацифизм коллеги, не нравились его либеральные идеи, и Эдвин просто жаждал, чтобы Шепли покинул Маунт-Вилсон и оставил огромный 100-дюймовый телескоп в его полное распоряжение. Однако открыто этого желания Хаббл не выражал. В 1921 году Шепли уехал в Гарвард, но ему предложили место не директора (оно досталось Расселу), а профессора-ассистента и астронома.

Перед отъездом Шепли передал свои пластинки М31 Хьюмансону, который сравнил их с предыдущими и... обнаружил цефеиды! Он отметил чернилами положение гипотетических цефеид и поспешил сообщить о своем открытии Шепли. Однако Шепли стер отметки Хьюмансона, ведь если в М31 были цефеиды, то его теория одной галактики рушилась.

В 1923 году Хаббл с помощью 100-дюймового телескопа получил пластинку с М31, при сравнении которой с предыдущими он сделал сенсационное открытие, обнаружив цефеиду. Хаббл решил, что это новая цефеида, помимо уже открытых Ливитт в Малом Магеллановом Облаке. Однако этот эпизод требует более детального анализа. Хьюмансон уже видел цефеиды на М31 и даже сообщил об этом Шепли, но тот не захотел принять это открытие. Хьюмансон, обожавший Хаббла, вероятно, сообщил ему о странной беседе с его оппонентом, поэтому, вполне возможно, Хаббл уже знал, что в М31 нужно искать цефеиды. Более того, для обнаружения их периода Хаббл использовал некоторые пластинки, принадлежавшие Шепли (часть из них тот не стал забирать в Гарвард).

Учитывая взаимное неприятие ученых, возможно, Хаббл неспроста сразу же написал коллеге о том, что нашел цефеиду в Андромеде. Ситуация осложнялась и тем, что цефеида нужна была для расчета расстояния до Андромеды, и для этого Хаббл воспользовался формулой, выведенной Шепли для расчета расстояния до шаровых скоплений. Андромеда находилась на расстоянии миллиона световых лет (сегодняшние расчеты говорят о еще большей цифре — 2,5 миллиона световых лет).

Сесилия Пейн вспоминает, что когда Шепли прочел письмо Хаббла, в котором сообщалось об определении расстояния до Андромеды, он обескуражено произнес: «Это письмо уничтожило мою вселенную». Несомненно, он ждал этого письма. Так что визит Хабблов в Гарвард в их медовый месяц, о котором мы уже упоминали, имел целью еще раз напомнить Шепли о том, что Эдвин нашел цефеиды, и этот поступок был полон злорадства.

Хаббл открыл цефеиды, что подтверждало первоначальный результат. Размеры Вселенной невероятно возросли, их невозможно было точно оценить. Ученые поняли: Андромеда представляет собой группу звезд, похожую на Млечный Путь (сегодня считается, что Андромеда вдвое больше), но могут существовать и другие подобные галактики, еще более удаленные.

Сегодня имя Шепли известно только профессиональным астрономам, также в его честь названо удаленное сверхскопление звезд. Но если бы не упрямство ученого, возможно все было бы иначе, ведь Шепли правильно использовал калибровку на основе закона Генриетты Ливитт, правильно рассчитал расстояние до шаровых скоплений после обнаружения цефеид, понял, что представляет собой наша галактика, определил место Солнечной системы в ней, а также (пусть и после подсказки Хьюмансона) увидел цефеиды на собственных пластинках. Если бы он не уехал в Гарвард от 100-дюймового телескопа, если бы не настаивал на своей модели Млечного Пути как единой вселенной, то есть если бы он был более объективным и доверился фактам, то получил бы славу, которая в результате вместо него досталась Хабблу. Шепли опережал своего оппонента, но его ослепило собственное упрямство. Возможно, позже ученый и хотел вернуться в May нт-Вил сон, но к этому времени руководство уже перешло от Хейла к Адамсу, который ненавидел Шепли так же, как и всех остальных крупных астрономов, включая и Хаббла, и ван Маанена.

Соотношение, обнаруженное в 1977 году Ричардом Брендом Талли (1940) и Ричардом Фишером (1943), сегодня — один из основных методов определения расстояния до удаленных спиральных галактик. Если бы этот метод был открыт раньше, это позволило бы уточнить закон Хаббла. Согласно этому соотношению светимость спиральной галактики пропорциональна скорости вращения. Максимальную скорость вращения галактики научились определять напрямую со времен Слайфера, если галактика не сильно удалена. В противном случае скорость можно определить на основании доплеровского расширения спектральной линии на 21 см. Эту линию в спектре можно измерить в сантиметрах. Радиоастрономия появилась в 1930 году благодаря американскому астроному Карлу Гуте Янскому (1905-1950), хотя основное ее развитие пришлось на период после Второй мировой войны.

Соотношение Талли — Фишера. Ординаты показывают абсолютную величину, связанную с логарифмом абсолютной светимости. Диссертация Сватерса, Гронингенский университет, 1999.

Цефеиды позволили делать очень точные расчеты, особенно когда Бааде пересчитал отношение периода и светимости. Но до их открытия в М31 астрономы использовали другие методы, менее точные. Один из них был связан с новыми звездами. Предполагая, что новые звезды были такими же, как в Млечном Пути, в 1919 году Лундмарк рассчитал расстояние до Андромеды и получил результат 550 тысяч световых лет. Эта цифра значительно меньше реальной, но все же это была количественная оценка. Главная проблема использования для расчетов новых звезд была связана с тем, что не у всех у них одинаковая светимость.

Если соблюдать объективность, то нужно сказать, что Хаббл открыл первую цефеиду в Андромеде, когда искал новые звезды, и за одно наблюдение обнаружил две новые звезды и одну цефеиду.

Первая публикация, посвященная определению расстояния до Андромеды и констатирующая правильность теории островных вселенных, появилась не в специализированном журнале, а в New York Times в ноябре 1923 года. Заголовок звучал так: «Открыто, что спиральные туманности являются системами звезд. Доктор Хаббл подтверждает, что островные вселенные, похожие на нашу, существуют».

Когда Хаббл работал над диссертацией, туманностью называли любой астрономический объект, не являющийся звездой или объектом Солнечной системы. В диссертации были такие слова:

«О природе туманностей известно крайне мало, также до сих пор не существует их приемлемой классификации; у нас нет даже точного определения. Возможно, они различаются по типам и не формируют однонаправленную последовательность развития».

Ясно было одно: существуют туманности, по всей видимости связанные со звездами Млечного Пути, наблюдается некоторая вариативность их форм, их скорости довольно умеренные, также считалось, что они принадлежат Млечному Пути. Были и другие туманности (включая спиральные), обладающие очень высокими скоростями и характеризующиеся отсутствием собственных движений (перпендикулярных линии наблюдения). Считалось, что такие туманности находятся за пределами Млечного Пути. Такой была ситуация, когда Хаббл в 1917 году представил свою диссертацию. С 1921 года он занялся классификацией туманностей: в ее отсутствие вести исследования было невозможно.

Одним из экспертов по данному вопросу считался его будущий шурин Уильям Райт. Хаббл, еще не знавший этого, написал ему очень вежливое письмо с просьбой дать разрешение на изучение данной темы, считавшейся темой Райта. Тот любезно ответил: «Я не хозяин туманностям».

Нельзя сказать, что классификация была исключительно плодом трудов Хаббла. Особенно интересно в ней разделение галактических и внегалактических туманностей. Среди галактических туманностей, принадлежащих Млечному Пути, — планетарные (см. рисунок 1), диффузные (светлые) и пылевые (темные). Однако, говоря сегодня о классификации Хаббла, мы имеем в виду его подклассификацию внегалактических туманностей.

Классификация Хаббла с течением времени менялась. В 1922 году его схема включала «камертон» внегалактических туманностей. В этом камертоне имелись эллиптические туманности, или просто эллипсы (см. рисунок 2), названные так по своему внешнему виду. Предполагалось наличие кольцевых туманностей, которые Хаббл называл ЕО, они занимали край диапазона. До раздвоения камертона эллиптичность росла в прогрессии, туманности назывались Е1, Е2... Е7.

РИС. 1: Галактическая туманность, относящаяся к планетарным, получившимся в результате выброса звезды с умеренной массой.

РИС. 2: Типичная эллиптическая галактика.

РИС. 3: Галактика Андромеды, типично спиральная. Она стала первой, у которой была определена скорость удаления. На ее спирали впервые были открыты цефеиды. Из-за своей близости Андромеда стала предметом дискуссий о существовании островных вселенных.

РИС. 4: «Камертон Хаббла», схематично представляющий систему классификации галактик.

После раздвоения шли спиральные туманности, или спирали (см. рисунок 3): их рукава закручивались, словно водоворот. Спиральные туманности были двух типов, соответствующих двум ответвлениям камертона (см. рисунок 4). У одних центральную часть, балдж, пересекала перемычка (бар), от которой отходили рукава. У других такой перемычки не было. Эти последние получили наименование S с добавлением буквы а, b или с. У Sa рукава находятся рядом с телом, у Sb — чуть отдалены от него, у Sc — отходят от тела. В другой части диапазона находились туманности с балджем и баром. Для их наименования использовался тот же критерий, но после S добавлялась В: SBa> SBb и SBc. В общих чертах эта схема существует по сей день — с некоторыми оговорками, о которых мы еще скажем. Наконец, были туманности, не имевшие формы и какой-либо вращательной симметрии, Хаббл назвал их иррегулярными, и они находились вне «камертона».

Классификация постепенно совершенствовалась. Появился новый тип туманностей — линзовидные, у которых отсутствуют спиральные рукава. По мере обнаружения дополнительных данных к обозначениям различных структур начали добавлять буквы, суффиксы и префиксы. Хаббл поместил линзовидные галактики, 50, в точке раздвоения, разделявшей эллиптические галактики, спиральные без перемычки (см. рисунок 5 на стр. 91) и спиральные с перемычкой (см. рисунок 6).

Хаббл был не единственным исследователем, интересовавшимся классификацией галактик. Между ним и Кнутом Эмилем Лундмарком, работавшим в обсерваториях Лика и Маунт-Вилсона, возник ожесточенный конфликт по этому вопросу. Лундмарк в своих наблюдениях также обратил внимание на наличие звезд в МЗЗ и долго напрасно искал вращательные движения, о которых сообщал ван Маанен. Из-за этого Лундмарк вместе с Кёртисом и Хаббл ом поддержал теорию островных вселенных.

РИС. 5: М101, типичная спиральная галактика.

РИС. 6: Млечный Путь — спиральная галактика с балджем, пересеченным перемычкой. Благодаря трудам Шепли и других ученых мы получили представление о ее размерах и структуре. Открытие балджа относится к недавнему времени.

Хаббл, вместо того чтобы отправить свою классификацию в журнал для публикации, решил отослать ее председателю Международного астрономического союза (IAU), полагая, что эта разработка относится не к исследованиям, а, скорее, представляет собой схему, которую необходимо внедрить на международном уровне. В астрономическом союзе существовали и до сих пор существуют самые разные комиссии. Вопросом Хаббла должна была заниматься комиссия по туманностям и скоплениям звезд, председателем которой в 1923 году стал Слайфер. Он не хотел, чтобы классификация астрономического союза оказалась засорена идеями Хаббла, но из-за настоятельных просьб последнего комиссия рассмотрела его классификацию.

Решение вопроса затягивалось. В это время Лундмарк опубликовал статью с классификацией, которая, по мнению Хаббла, была неприкрытым плагиатом. Ученый написал Слайферу, не слишком стесняясь в выражениях, об этических принципах Лундмарка, который не только представил его идеи как свои, но даже не ссылался на него, хотя прекрасно знал о работе Хаббла, так как присутствовал на ее публичном обсуждении на одном из конгрессов. Также Хаббл написал самому Лундмарку, обвиняя его в плагиате:

«Это самое мягкое выражение, которое мне приходит на ум относительно Вашего поведения. И если его нельзя объяснить каким-то неожиданным мотивом, мне придется постоянно и энергично, как только будет представляться возможность, говорить о Ваших любопытных представлениях об этике».

Хаббл продолжил яростные нападки на Лундмарка в публикации несколько месяцев спустя. Лундмарк ничего не отвечал, но привлек на свою сторону Шепли, который убедил Рассела в том, что классификация Лундмарка гораздо лучше, чем у Хаббла. А что же сказали в Международном астрономическом союзе? В первую очередь, там раскритиковали номенклатуру, предложенную Хабблом, который назвал галактики в левой части камертона ранними, а в правой — поздними.

Существовало предположение, что галактики эволюционировали во времени в направлении камертона слева направо (от эллиптических к спиральным) и их спиральная структура становилась все более открытой. По мнению союза, объективная классификация не должна была включать теоретические интерпретации, касающиеся эволюции.

Хаббл знал об этой точке зрения союза, но включил в классификацию такое деление с подачи известного британского астронома Джеймса Джинса, который и разработал теоретическую модель эволюции галактик, воспроизведенную Хабблом. Между этими учеными возникла дружба: Джинсу очень нравился практик-наблюдатель, подтверждавший его теории, а Хабблу был интересен теоретик, дававший физическое обоснование его классификации. Но астрономический союз был прав: нельзя строить классификацию на теоретических догадках, иначе что будет, если теория окажется неверной? Кстати, именно так и произошло — Джинс ошибался.

Возможно, к отказу астрономического союза от классификации Хаббла имел отношение и Шепли, входивший в комиссию по туманностям и звездным скоплениям, однако официальной причиной стало присутствие в разработке неподтвержденных теоретических идей. Таким образом, если Хаббл хотел опубликовать свою классификацию, он должен был делать это без поддержки астрономического союза — такое решение было принято на собрании в Кембридже в 1925 году.

Хаббл так и сделал и опубликовал свою классификацию- камертон, которая используется по сей день. Конечно, из нее следовало бы убрать слова «ранняя» и «поздняя», однако они остались, и сегодня, несмотря на то что никто не связывает последовательность Хаббла с развитием галактик во времени, по непонятной причине астрономы говорят, например, о поздних спиральных туманностях. Классификация Хаббла оказалась очень удачной, так как в ней объединены простые и сложные понятия, поэтому сегодня она принята на международном уровне.

Была ли классификация Лундмарка плагиатом, как утверждал Хаббл? Суть возникшей проблемы состояла в том, что Хаббл опубликовал свои результаты с задержкой. Он часто задерживался с описаниями, и у него при этом возникали столкновения с теми, кто публиковал результаты раньше него. Так произошло не только с классификацией галактик, но и со знаменитым законом, носящим имя Хаббла. Имел ли место плагиат в случае с Лундмарком? Историки науки не дают ответа.

Лундмарк работал над этой темой столько же, сколько и Хаббл, а может быть и дольше. Его классификация была очень похожей, но не идентичной. Например, Лундмарк различал эллиптические туманности по радиальному распределению светимости, а не по эллиптичности, однако эта характеристика зависит от проекции, ее нельзя считать структурной. Спиральные галактики у Лундмарка различались больше по форме, чем по степени разведения рукавов. Если Лундмарк и использовал те же наименования — эллиптические и спиральные, — то только из-за того, что эти термины были распространены с середины XVIII века с легкой руки астрономов Александера и Росса.

Вероятнее всего, и Лундмарк, и Хаббл пришли к похожим результатам, и совпадения в их независимой работе связаны с тем, что такой вид классификации очевиден. Другими словами, классификация туманностей не была такой уж трудной задачей. Если наше предположение верно, то обвинения Хаббла не имели оснований. И даже несмотря на то что сам Хаббл считал свою классификацию едва ли не самым ценным своим достижением, его важность гораздо меньше, чем у других открытий ученого.

Галактические туманности Лундмарка по форме могли быть кольцевыми, планетарными, или бесформенными, светлыми и темными. Также нельзя говорить о разделении галактических и внегалактических туманностей как об исключительной заслуге Хаббла. Внегалактические туманности Лундмарк называет ангалактическими.

Спиральная галактика Сомбреро, вид сбоку. Интересна благодаря выступающему светящемуся балджу и темному пылевому веществу.

Спиральная галактика. Хаббл считал важным определить направление вращения рукавов. На примере этой галактики мы можем наблюдать, что возможны оба направления вращения: нижние рукава вращаются в противоположном направлении по отношению в верхним.

Некоторые галактики имеют специфические черты. М82 очень маленькая,и у нее наблюдается сильная эжекция в направлении, перпендикулярном плоскости диска. Эти эжекции имеют важное значение в обогащении межгалактического пространства металлами и магнитным полем.

Справа на краю камертона находятся иррегулярные (неправильные) галактики, имеющие своеобразную форму, в том числе потому, что некоторые из них возникли в результате слияния двух галактик.

Хабблу был неприятен отказ астрономического союза, но он смог утешиться благодаря новой поездке в Европу вместе с Грейс. Ученого должны были назначить председателем комиссии по туманностям и шаровым скоплениям Международного астрономического союза на собрании в Лейдене. В то же время Тёрнер сообщил ему, что Королевское астрономическое общество приняло его своим членом-корреснондентом. Поездка в Европу началась в январе 1928 года и продолжалась пять месяцев.

Балдж, диск и гало темной материи. Классификация Хаббла не учитывала гало, имеющее большую массу и протяженность, и основывалась на внешнем виде миноритарных компонентов.

Вероятно, она и вправду хороша, раз используется до сих пор. Однако также можно сказать, что это происходит по инерции — как, например, мы пользуемся терминами «ранняя» и «поздняя», хотя временной параметр для классификации Хаббла не является значимым.

Ответ на вопрос, вынесенный в заголовок, не так прост. Хорошая классификация должна быть как можно более простой и охватывать значительное количество случаев. Кажется, что классификация Хаббла отвечает этим требованиям, потому что существует относительно мало так называемых иррегулярных галактик, не входящих в камертон.

Можно подумать, что классификация получила признание по стечению обстоятельств, так как она основывалась только на данных фотопластинок, покрывавших малую зону электромагнитного спектра — его видимую часть. Вид галактик с другой длиной волны существенно отличается. Более того, сегодня считается, что галактики представлены в основном темной материей и видимая материя — это около 1 % от ее состава. Видимая материя важна, потому что мы можем наблюдать ее, но с точки зрения динамических и структурных параметров это не более чем светящееся украшение (см. схему на стр. 96).

Как можно основывать классификацию на миноритарном компоненте — видимой материи, относящейся к минимальной, видимой части спектра? Стал бы Хаббл предлагать такую типологию, если бы видел изображения, сделанные в гамма-лучах, или если бы знал о распределении темной материи в гало галактик?

С другой стороны, ученый основывался на внешнем виде рукавов спиралей. Сегодня мы знаем, что рукава представляют собой волны плотности, они легко различимы, именно там рождаются новые звезды и обнаруживаются яркие временные звезды. Но несмотря на то что рукава спиралей довольно заметны благодаря феномену светимости, они не являются такими же важными для распределения массы, которое в большей степени зависит от осей симметрии. Классифицировать галактики по рукавам — то же самое, что говорить о море как о представляющем собой нечто с волнами. Более логично дать определение, указав химический состав воды, глубину и другие параметры, а не останавливаться на такой характеристике, как наличие волн.

Балджи также не являются основополагающим отличием. Действительно, их формирование влияет на эволюцию галактик, но речь идет о возмущении, по природе схожем с рукавами спиралей. Различие между эллиптическими и спиральными галактиками более значимо, чем различие спиральных галактик с бал джем, баром и без таковых. Возможно, правильнее было бы говорить о спиральных галактиках, а в качестве подструктурной классификации описать балджи, кольца и другие характерные черты таких галактик.

Конечно, неправильно было говорить также о поздних и ранних галактиках, в чем справедливо упрекал Хаббла Астрономический союз: возраст не является параметром, связывающим разные типы галактик. Но какой же параметр является таковым? Или мы можем просто сказать, что бывают эллиптические, линзовидные, спиральные и иррегулярные галактики, не настаивая на их расположении? Например, можно сказать, что классификация была сделана очень давно и не учитывала линзовидные галактики, открытые позднее.

Классификация Хаббла имеет много недостатков, которые мы уже указали, также она не учитывает важные структурные феномены, такие как наличие активного ядра (черной дыры в центре) и ядерные эжекции. Его типология кажется довольно произвольной, но почему тогда ее продолжают использовать?

Различение типов галактик было сделано на основании изображений на фотопластинках. Так, у спиральных галактик есть диск и балдж. Распределение яркости балджа похоже на эллиптическую галактику. В каком-то смысле эллиптическая галактика представляет собой спираль без диска. Но если мы пойдем от Sa к поздним галактикам, не только будут раскрываться рукава: более важно с точки зрения структуры то, что балдж будет уменьшаться, у диска будет пропорционально больше газа, а значит больше возможностей для создания звезд. В эллиптических галактиках практически нет газа. Линзовидные представляют собой галактики с диском без газа. Морфологические признаки связаны со структурными особенностями.

От чего зависит эллиптичность галактик? Изначально предполагалось, что это связано с вращением: чем выше его скорость, тем более плоскую модель мы получаем. Сегодня мы знаем, что приплюснутость связана не с вращением, а с анизотропическим распределением скоростей звезд внутри галактики.

В основной последовательности классификации звезд имеется единый параметр, объясняющий их положение, — масса звезды (а не время, как ученые думали изначально). Возможно, для галактик такого параметра не существует. Эллиптические галактики могут впоследствии создать диск, спиральные — могут утратить диск, сметенный горячим межгалактическим газом, слияние двух спиральных галактик может стать причиной появления эллиптической галактики. Существуют и другие эффекты, и все это позволяет говорить о том, что классификация галактик связана с определенными сложностями.