Глава 7. ГАЛАКТИКИ И ЗВЕЗДЫ
«Характеристики звезд зависят от простейших и самых фундаментальных законов природы».
Генри Рассел. Наши знания внешнего мира
7.1. История открытия галактик
Как это ни странно, но история внегалактической астрономии начинается с ловли комет. В 1871 г. астроном Парижской обсерватории Шарль Месье решил составить каталог туманностей, чтобы впредь не принимать их за кометы. В каталог вошло 103 объекта, которые сейчас принято называть номерами его каталога с добавлением буквы М. Сюда наряду с туманностями и звездными скоплениями попала одна крупная группа объектов, которые нельзя было отнести ни к тем, ни к другим. Это были галактики - далекие звездные системы, подобные нашему Млечному Пути. Но в те времена никто об этом даже не догадывался, и термина «галактика» не существовало.
Туманными пятнами вскоре заинтересовался английский астроном Вильям Гершель (1738-1822). В 1786-1789 гг. он построил свой крупнейший 40-футовый (12 м) рефлектор с диаметром зеркала 122 см, впервые эффективно применив в нем однозеркальную схему. Наблюдения неба он начал в 1773 г., а в 1781 г. Гершель открыл планету Уран, в 1787 г. - два его спутника, в 1797 г. обнаружил их обратное движение. В 1789-1790 гг. он измерил период вращения Сатурна и его колец и сделал ряд других открытий. Гершель обнаружил движение Солнечной системы в мировом пространстве. И уже с середины 70-х годов Гершель начал серию обзоров звездного неба своим «методом черепков», подсчитывая число звезд в избранных площадках. В результате Гершель впервые наметил общую форму нашей Галактики, оценив ее размеры и сделав вывод об ее изолированности в пространстве как одном из «звездных островов» во Вселенной.
Уже в начале своих наблюдений он заметил, что часть «туманных пятен» разлагается на звезды, а другая часть - нет. Гершель пришел к выводу, что помимо звездных скоплений должны существовать «истинные» туманности незвездной природы, состоящие из некоего «флюида», т.е. протяженной сплошной среды или диффузной материи (в нашем понимании - из газа). Гершель одним из первых понял, что Млечный Путь представляет собой гигантскую звездную систему, «островную Вселенную». Вместе с тем он правильно полагал, что существуют и другие «островные вселенные», похожие на Млечный Путь, и что вместе они образуют гигантскую сверхсистему. На этой основе Гершель разработал небулярную звездно-кос-мическую гипотезу сгущения звезд и их скоплений из диффузной материи, развив ее в 1802-1811 гг. в концепцию эволюции космической материи.
В 1864 г. английский астроном У.Хёггинс обнаружил, что часть туманностей имеет резко выраженные эмиссионные линии, другие - непрерывный спектр. Среди первых различались туманности, имеющие форму кольца или диска с яркой звездой в центре и неправильные диффузные. С 1885 г. астрономы Линской обсерва
тории в США занялись систематическим фотографированием спиральных и эллиптических туманностей. Эта работа продолжалась несколько десятилетий.
В 1906 г. нидерландский астроном Якобус Корнелис Каптейн (1851-1922) разработал план исследования звездного неба путем изучения звезд в 206 избранных площадках, равномерно распределенных по звездному небу. В отличие от Гершеля, Каптейн уже учитывал, что звезды могут иметь разную светимость. Подсчет Каптейна показал, что с удалением от Солнца число звезд в единице объема уменьшается.
Проведя подсчеты звезд, Каптейн разработал схему построения Млечного Пути, которая представляла собой двояковыпуклую линзу диаметром около 20000 парсек. Последняя его работа вышла в 1922 г.
Американский астроном Харлоу Шепли (1885-1972) в 1915-1917 гг. определил направление на центр Галактики. Концентрацию шаровых скоплений в созвездии Стрельца, где на 2% площади небесной сферы приходится треть всех звездных скоплений, Шепли объяснил повышением пространственной плотностью скоплений к центру системы и тем, что Солнце находится от этого центра далеко. Он также много занимался исследованием структурного распределения других галактик и определил положение в пространстве семи десятков шаровых скоплений звезд.
26 апреля 1920 г. Национальная академия наук США организовала специальную дискуссию между учеными Шепли и Гебером Кертисом, получившую название «Великого спора». Этот спор касался не только масштабов Галактики, но и природы спиральных туманностей. Кертис считал, что спиральные галактики это «островные вселенные» подобные нашей Галактике, тогда как Шепли полагал, что это «истинно туманные объекты». Для критики гипотезы «островных вселенных» ее противники использовали тот факт, что спиральные туманности упорно избегали пояс вдоль главной плоскости Млечного Пути, и их количество росло по мере приближения к галактическим полюсам.
Если спиральные туманности - внегалактические объекты, то почему их структура связана со структурой Млечного пути? Правильное объяснение этого дал Кертис. У многих туманностей, наблюдаемых с ребра, экватор пересечен темной полосой поглощающей материи. Пояс такой материи должен иметься и у Млечного Пути. Он-то и закрывает от нас далекие туманности, лежащие в галактической плоскости. Таким образом, все «преимущества» Млечного пути были ликвидированы, «Великий спор» был разрешен. Но спиральные и эллиптические галактики еще долго продолжали называть внегалактическими туманностями, в отличие от «истинных» диффузных туманностей, которые назывались галактическими. И только в 50-х годах этот термин был окончательно вытеснен из астрономической литературы правильным термином «галактики».
В 1925 г. шведский астроном Эммануил Стремберг установил движение шаровых скоплений в одну строну со скоростью 200 км/с, что было истолковано как вращение нашей Галактики. В том же году американский астроном Эдвин Хаббл, работая в обсерватории Маунт Вилсон, предложил разделить наблюдаемые туманности на внегалактические (галактики) и галактические (газопылевые). Он же предложил первую подробную морфологическую классификацию галактик.
Уже давно было ясно, что галактики можно разбить на три основных типа: спиральные (S), эллиптические (Е) и неправильные (I - иррегулярные). В своей
