Далия Трускиновская – Млечный Путь № 3 2021 (страница 50)
Что же всё-таки такое М 31? Туманность или скопление звезд? Вопрос только на первый взгляд выглядит частным. На самом деле это была грандиозная мировоззренческая проблема. Если М 31 - далекая звёздная система, то Млечный Путь, наша Галактика, не единственный такой объект во Вселенной. Значит, существуют и другие галактики, "звёздные острова", состоящие из десятков, а то и сотен миллиардов звёзд. Между тем, в конце XIX века астрономы были убеждены, что все многочисленные спиральные туманные пятна, наблюдаемые на небе, в том числе и М 31, - это обычные газовые туманности, и находятся они, естественно, в пределах Млечного Пути.
Как-то в одной из книг по истории астрономии мне попалось на глаза высказывание американского астронома миссис Агнесс Мэри Кларк сделанное в 1890 году. Она утверждала, что любому астроному, владеющему доказательствами, совершенно очевидно, что никаких внешних галактик не существует и что все звёзды и туманности находятся в пределах Млечного Пути. Однако прошло время, и от этого утверждения не осталось и следа... (Если не будет сведений о миссис Кларк, её имени, упоминание о ней надо убирать. Можно обойтись без этого абзаца)
Астрономические явления могут быть лишь видимостью чего-то, что возможно, будет реально познано, когда вступят в строй новые, более совершенные телескопы, появятся новые, более точные методы исследований. То, что мы видим на небе, зачастую, вовсе не то, что происходит на самом деле. Если ученый получил, например, два одинаковых спектра, может ли он утверждать, что наблюдал два одинаковых физических явления? Нет, не может. Вот пример.
На рубеже XIX и ХХ веков американский астроном Джон Шейнер получил спектр туманности Андромеды, и он оказался очень похож на спектр Солнца. Учёный сделал правильный вывод: поскольку спектр М 31 подобен солнечному, то эта туманность - колоссальное звёздное скопление, состоящее из таких же звёзд, как Солнце. Идея ясная, казалось бы, против неё нечего возразить. Тем более, что год спустя голландский ученый Корнелий Истон исследовал распределение звёзд в Млечном Пути и пришёл к выводу, что наша Галактика имеет форму спирали, причём Солнце находится не в центре, а где-то на окраине. Иными словами, Солнце - рядовая звезда Млечного Пути. Оба утверждения - Шейнера и Истона - оказались правильными!
Вот две правильные идеи, основанные на истолковании реально наблюдаемых явлений.
Но... Несколько лет спустя американский астроном Весто Слайфер исследовал спектры газо-пылевых туманностей, расположенных в звёздном скоплении Плеяды. Это небольшое скопление довольно ярких звёзд, прекрасно видимых невооруженным глазом, находится, без сомнения, в нашей Галактике. А туманности, которые наблюдал Слайфер, физически связаны со скоплением и, значит, никак не могут быть "островными Вселенными". Так вот, в 1913 году Слайфер обнаружил, что спектры этих туманностей тоже чрезвычайно похожи на спектр Солнца! Естественно, он заключил, что, поскольку туманность в Плеядах по спектру подобна солнечному, то и другие туманности, в том числе М 31 и все туманные спирали, могут, как и в Плеядах, состоять из центральных звёзд, окруженных так называемым клочковатым веществом. А светятся эти туманности, потому что отражают свет звёзд.
Наблюдения Шейнера и Слайфера были одинаковыми, а выводы они сделали противоположные! И получилось так только из-за того, что двум разным, но одинаково выглядевшим явлениям была приписана одна и та же причина.
Иногда решение фундаментальных мировоззренческих проблем зависит от частной задачи, которая на определенном этапе развития науки становится "краеугольным камнем". Так, Иоганн Кеплер сформулировал свои знаменитые законы из-за того, что реальное положение планеты Марс на небе отличалось на восемь угловых минут от вычисленного по системе Птолемея. Всего лишь восемь угловых минут, не так уж много, но расхождение всё-таки нужно было объяснить. Не будь этого расхождения, Кеплер, возможно, не стал бы заниматься изучением планетных орбит. Другой великий учёный Николай Коперник передвинул Солнце в центр мироздания, потому что за тысячу лет накопились ошибки в предвычисленных расположениях не только Марса, но и других планет. А решение фундаментальной проблемы единственности нашей Галактики во Вселенной неожиданно затормозилось, поскольку не было известно расстояние до туманности Андромеды...
Может показаться, что факт вспышки новой звезды в М 31 даёт возможность оценить расстояние до этого объекта. Даёт, если считать, что обычные новые и S Андромеды - явления одного типа. S Андромеды была на три звёздные величины, то есть в 12 раз, слабее новой, вспыхнувшей в созвездии Персея в 1901 году. Допустим, что в максимуме обе звезды были на самом деле одинаково яркими, просто находились на разном расстоянии от Солнца. Тогда туманность Андромеды должна находиться в 3,5 раза дальше от Солнца, чем новая Персея. Ведь если один объект слабее другого такого же в 12 раз, то он находится на расстоянии примерно в 3,5 раза больше.
В 1911 году американский физик Ф. Бери рассчитал, что расстояние до М 31 - пять тысяч световых лет или около 1600 парсек. Это означало, что туманность Андромеды расположена внутри Млечного Пути. Но ведь на самом деле нужно было рассуждать наоборот! Сначала определить расстояние до М 31 каким-нибудь независимым способом, затем (уже зная расстояние) вычислить светимость S Андромеды и лишь после этого сравнивать её с другими новыми звёздами.
Нужны были дополнительные наблюдения, и они появились в 1917 году, когда американский астроном Джордж Ричи, работая в обсерватории Маунт Вильсон в Лос-Анджелисе, случайно (помните, я говорил о случайности многих астрономических открытий) обнаружил новую звезду в другой спиральной туманности - NGC 6946. Новая была очень слабенькой, в максимуме достигала всего 15-й звёздной величины. Её и видно-то было только в крупный телескоп. Но главная характеристика - ход изменения блеска - была подобна изменению блеска обычных новых звёзд. Раньше никому не приходило в голову, что новые звёзды могут быть такими слабыми. Их трудно заметить, просматривая фотографии туманностей. Если так, то не исключено, что в туманностях были и другие аналогичные вспышки, оставшиеся незамеченными. Ричи начал изучать прежние фотографии спиральных туманностей, особенно Туманности Андромеды, и действительно нашёл две новые звезды, на которые раньше не обратил внимания. Эти очень слабые новые не шли ни в какое сравнение с S Андромеды. Поистине, она оказалась монстром в мире новых звёзд!
Ричи случайно обратил внимание на слабенькую вспышку в NGC 6946. Обычно исследователь видит прежде всего то, что хочет видеть. Он ищет новые звёзды, по опыту зная, что вспышка бывает яркой. Если кто-то скажет ему, что в данном конкретном случае новая может оказаться слабее в тысячи раз, он отмахнется. Хотя потом, когда случайно всё-таки обратит внимание на такую очень слабую новую, объяснение найдётся легко. Ведь ясно: чем дальше от нас вспыхивает звезда, тем она слабее. И если она настолько слабая, то какие же бездны пространства нас разделяют!
В каждой обсерватории в те годы были "стеклянные библиотеки", где хранились тысячи фотопластинок - фотографий различных участков неба. После сообщения Ричи астрономы стали просматривать фотопластинки и (теперь они знали, что искать!) нашли слабые вспышки новых не только в М 31, но и в других спиральных туманностях. За два месяца исследователи обнаружили одиннадцать таких вспышек. Из них четыре - в туманности М 31, не считая знаменитой и ни на что не похожей S Андромеды.
Однако даже после этого никто не обратил внимания на разительное отличие вспышек новых от S Андромеды. Все наблюдали одно и то же, но "видели" разное!
Физическую природу М 31 разгадали лишь в 1924 году Эдвин Хаббл и Джордж Ричи. Они получили прекрасные фотографии туманности Андромеды, на которых было видно, что её спирали на самом деле вовсе не туманные пятна, а россыпи звёзд. Более того, Хаббл обнаружил среди них обычные переменные звёзды цефеиды, каких много в нашей Галактике.
Излучение цефеид пульсирует строго периодически, причём период пульсаций так же строго связан с их светимостью в максимуме. Поэтому цефеиды называют "звёздными маяками". Расстояния до цефеид определяют точнее всего, ведь период пульсаций звёзд этого типа можно измерить с высокой степенью надежности, и по величине периода определить светимость звезды в максимуме. А если известна светимость звезды и её яркость на небе, легко вычислить расстояние. По цефеидам определяют расстояния до звёздных скоплений в нашей Галактике и до других относительно близких галактик, в которых удаётся обнаружить "звёздные маяки".
Хаббл оценил, наконец, расстояние до М 31, оказавшееся равным 1,5 миллиона световых лет. В 300 раз больше, чем полагал Бери! Вот почему вспышки новых в этой туманности выглядели такими слабыми - звёзды эти оказались на самом деле в 300 раз дальше, чем предполагали исследователи.
К концу двадцатых годов ХХ века астрономам стало ясно, что вспышка новой - вовсе не свидетельство смерти звезды. Конечно, такая вспышка бесследно для звезды не проходит. От неё с большой скоростью - до нескольких тысяч километров в секунду - отделяется облачко звёздного вещества и уносится в межзвёздное пространство. Удалось даже оценить, сколько именно вещества выбрасывает звезда. Оказалось, немного - всего одну стотысячную долю массы Солнца.