§ 3. Новые идеи и открытия в мире звезд и туманностей

Выдающимися продолжателями дела В. Гершеля стали, помимо его сына Джона Гершеля (1792—1871), основатель Пулковской обсерватории В.Я. Струве (1793—1864) и ирландский астроном, конструктор еще более крупного, чем у В. Гершеля, рефлектора В. Парсонс (1800—1867), неточно называемый в литературе «лорд Росс» (в действительности граф Росс, лорд Оксмантаун).

Василий Яковлевич Струве в первый период своей деятельности в Дерпте (Тарту) к 1837 г. открыл свыше 2 тысяч и исследовал около 3 тысяч двойных звезд. Более 5 тысяч двойных составили звездные каталоги Дж. Гершеля (опубликованы в 1837 и 1847 гг.). Оба ученых являются основоположниками этой области астрономии.

Главной заслугой Струве в изучении одиночных звезд стало первое в истории астрономии успешное измерение параллакса звезды. Отсутствие наблюдаемых параллактических смещений у звезд служило сильнейшим наблюдательным аргументом против гелиоцентризма (т. е. движения Земли) в течение почти двух тысяч лет, еще со времен Аристотеля. В новое время над этой задачей не одно столетие, начиная с Коперника, тщетно трудились астрономы и физики (Гук, Пикар, Флемстид, Рёмер, В. Гершель, Бессель). Параллактические смещения оставались «нулевыми». Верхняя граница их была оценена косвенно Брадлеем (0,5″). Струве впервые попытался решить эту проблему в 1818—1821 гг. В 1822 г. он опубликовал параллаксы двух звезд, его параллакс Альтаира (а Орла) был довольно близок к истинному. Но сам Струве еще не был уверен в полученных данных.

В 1835 г. Струве вернулся к проблеме параллаксов, возлагая надежды на прекрасные оптические и механические качества только что установленного в Дерпте нового 9-дюймового рефрактора фраунгофера. И он не ошибся. В феврале 1837 г. Струве опубликовал измеренный им уже уверенно параллакс Веги (α Лиры), найденный по 17 наблюдениям и оказавшийся весьма малой величиной (0,125″±0,055″, в действительности 0,121″±0,004″). В октябре 1838 г. второй в истории астрономии полученный на основе надежных измерений параллакс звезды (61 Лебедя) опубликовал выдающийся немецкий астроном Ф.В. Бессель, работавший в Кенигсберге и, по его словам, вдохновленный успехом Струве. Его результат (0,314″±0,11″) был получен более чем по 400 измерениям и оказался очень точным. Это затмило пионерский характер результата Струве, и Лондонское королевское общество в 1842 г. присудило Бесселю золотую медаль за долгожданную победу над неуловимыми звездными параллаксами.

Позднее стало известно, что, видимо, раньше всех точный параллакс звезды был получен в Южной Африке английским астрономом Т. Гендерсоном для а Центавра. Но он обработал и опубликовал свои результаты значительно позднее и таким образом утратил пальму первенства¹.

Измерение первых звездных параллаксов (т. е. надежное измерение расстояний звезд) явилось огромной победой и положило начало новой эпохе в астрономии. Впервые раскрывались достоверные масштабы звездной Вселенной. Начиналась эпоха накопления точных сведений о движениях, размерах, светимостях звезд, а тем самым закладывался фундамент для дальнейшего совершенствования астрономической картины мира, ее космологического и совершенно нового — астрофизического аспектов. О трудности решенной задачи говорит то, что до конца XIX в. было измерено менее полусотни звездных параллаксов. Только после внедрения в астрономию фотографии число их стало быстро расти и уже в первые десятилетия XX в. достигло двух тысяч.

Древнейшее возражение против гелиоцентризма было, наконец снято (правда, к тому времени движение Земли получило прямое подтверждение с открытием аберрации Брадлеем еще в 1728 г.). Результат Струве — Бесселя — Гендерсона был неоценим для решения совершенно новых задач астрономии далеко за пределами Солнечной системы.

Вслед за В. Гершелем В.Я. Струве значительно продвинулся в исследовании Галактики. Струве отлично понимал грандиозность проблемы и колоссальность той кропотливой наблюдательной работы, которая необходима для возможных обобщений в будущем. Став директором Пулковской обсерватории и возглавив обширную работу по составлению знаменитых своей точностью Пулковских каталогов звезд (благодаря чему Пулково называли астрономической столицей мира), Струве продолжал заниматься проблемой строения Галактики, используя эти новые материалы. В 1841 г. он начал планомерную обработку астрономических данных с целью изучения истинного распределения звезд в пространстве. Он дальше и строже развил и обосновал статистические методы В. Гершеля для изучения звездной Вселенной и, намного опередив свою эпоху, заложил фундамент звездно-статистического анализа.

В результате многолетних звездно-статистических подсчетов и графического изучения распределения звезд Струве окончательно установил факт реального сгущения звезд в нашей звездной системе с приближением к плоскости Млечного Пути, а в пределах этой плоскости — в направлении, которое, как выяснилось позднее, указывает направление на центр Галактики. Свои выводы о строении Галактики Струве изложил в «Этюдах звездной астрономии» (1847). Одним из важнейших и неожиданных результатов этих исследований стало установление им неполной прозрачности межзвездного пространства. Правда, еще в 1744 г. швейцарский астроном Ж. Шезо, а в 1826 г. Г. Ольберс предположили существование поглощения света в мировом пространстве для объяснения «фотометрического парадокса» (см. ниже). Но до Струве никто не пытался специальными исследованиями обосновать этот исключительно важный вывод. Пересматривая «звездные черпки» В. Гершеля с целью уточнить пространственное распределение звезд, Струве впервые обратил внимание на то, что реальная проницающая сила телескопа Гершеля (измерявшаяся числом видимых в него в том или ином направлении звезд) оказывается меньше той, какая должна была бы получаться, если бы свет звезд ослаблялся только за счет их удаленности. Струве не только сделал из этого факта правильный и четкий вывод о существовании поглощения света в мировом пространстве, но впервые оценил величину поглощения. Его оценка — ослабление света на 0,6^m на 1 кпк — близка к оценке Р. Трюмплера (1930), с именем которого связывают окончательное установление эффекта. Лишь в последние десятилетия оценка поглощения света в Галактике была уточнена и оказалась примерно раза в три больше. В свое время выдающееся открытие В.Я. Струве не было оценено и затем оказалось забытым почти на столетие. Игнорирование этого эффекта долгое время затрудняло понимание истинной природы млечных, туманностей и способствовало укреплению искаженных представлений о строении Вселенной.

В 1845 г. вступил в строй гигант-рефлектор Парсонса (D = 183 см, F = 17 м). Уже первые наблюдения на нем пошатнули: стройную гершелеву картину космического «сада» — представление о млечных туманностях как о ступенях формирования звезд. У многих из них Парсонс обнаружил явную комковатую структуру и подобно тому, как ранее, в начале своих наблюдений В. Гершель, сделал вывод о звездном составе этих объектов². Вновь получала подкрепление старая концепция островных вселенных.

Дж. Гершель, удвоивший число известных млечных туманностей и скоплений (наблюдая их и в северном и в южном полушариях), продолжил исследование их распределения по небу. Хотя он и относился скептически к «фантастическим» заключениям своего отца (к образу большого кольца из туманностей, своего рода Млечного Пути из млечных путей), сам он делал не менее смелые выводы о том, что в сгущениях и цепях из туманностей проявляется не только островной характер, но и иерархическая структура всей звездной Вселенной, в которой наша Галактика, быть может, составляет элемент гораздо более сложной системы.

Рис. 24. Открытие спиральной структуры туманностей: а) «Водоворот Росса» (рисунок туманности М51 в созвездии Гончих Псов, сделанный Россом, в 1845 г.), б) современная фотография той же туманности (двойная галактика NGC5194—95)

Однако наиболее впечатляющим событием в мире туманностей стало в XIX в. открытие совершенно неожиданной черты в их строении: спиральной структуры. Она была открыта Парсонсом сразу же, при испытании нового рефлектора (6-футового, эта характеристика впервые стала применяться к диаметру зеркала, а не к длине трубы) весной 1845 г. сначала у М51 (которую долгое время потом называли «Водоворотом Росса»), следующей весной у М99, а к 1850 г. еще у 12 других и у многих была заподозрена (рис. 24). Показавшееся сначала фантастическим, открытие Парсонса было подтверждено другими астрономами, главным образом американцем Д.Э. Килером (1857—1900). На полученных им фотографиях туманностей подтвердились многие структурные детали, зарисованные впервые Парсонсом.

Уже сам Парсонс обратил внимание на то, что системы со спиральной структурой вряд ли могут находиться в статическом равновесии, их внутренние части обязательно должны вращаться. Он даже пытался обнаружить вращение по изменению положения их деталей. Перед глазами астрономов как бы материализовались угаданные древними натурфилософами и возрожденные в свое время Декартом и Сведенборгом космические вихри. С этим открытием в астрономическую картину мира входило, помимо идеи эволюции, представление о бурных процессах, резко, нестационарных, неравновесных состояниях крупномасштабных космических объектов. Открытие спиральной структуры млечных туманностей стало особенно впечатляющим после того, как Килер в конце XIX в. осуществил часть задуманного им фотографического обзора гершелевых туманностей (т. е. ярче 14^m). Он не только открыл огромное количество новых туманностей (оценив их число, доступное его среднему рефлектору, в 120 тыс.), но и сделал вывод о преобладании среди них спиральных (эффект большей в среднем светимости таких туманностей). Это породило в дальнейшем поток гипотез об их природе, действующих там силах, о происхождении из спиралей планетных систем, звезд, звездных систем... А в наши дни именно спиральные галактики стали «космическим полигоном», на котором возникали и отрабатывались гипотезы о проявлении в Космосе электромагнитных сил, магнитогидродинамических эффектов, ударных волн, чем так наполнена современная многоаспектная астрофизика.

Примечания

1. Выбор объектов для измерения параллактических смещений звезды был сделан тремя первопроходцами по разным критериям: Струве выбрал Бегу, в основном по яркости. Бессель основывался на большом собственном движении звезды 61 Лебедя, а Гендерсон руководствовался сразу обоими критериями, комплексный критерий оказался наиболее эффективным: а Центавра входит в ближайшую к Солнцу кратную систему трех звезд.

2. Но и Парсонс переоценил возможности инструмента: в звездные системы зачислил и планетарные туманности, и туманность Ориона, и Крабовидную, считая последние (поскольку у них оставались совершенно неразложимые участки) чудовищно громадными системами звезд.