Космос становится больше. Хаббл. Расширение Вселенной

Баттанер Лопес Эдуардо

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.

РАССТОЯНИЕ

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.

АНТОНИО ПИГАФЕТТА

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.