На перекрестках млечных путей

И все же это галактики! Как уже отмечалось, наблюдая многочисленные туманности, В. Гершель вначале оптимистически называл их «млечными путями». Однако в процессе их дальнейшего изучения его мнение изменилось. В частности, он убедился в том, что целый ряд «млечных путей» на самом деле представляет собой истинные туманности, которые находятся в нашей Галактике. В конце своей жизни Гершель пришел к довольно-таки пессимистическому выводу: «Все, что за пределами нашей собственной системы, покрыто мраком неизвестности».

В начале XX в. уже было известно несколько тысяч туманностей самых разнообразных форм — планетарных, эллиптических, спиральных. В частности, трудно было установить, какие из них находятся внутри нашей Галактики, какие — за ее пределами. Не удивительно поэтому, что некоторые астрономы были убеждены, будто спиральные туманности — это всего лишь будущие планетные системы, находящиеся в стадии формирования. Для такого утверждения как будто имелись определенные «объективные доказательства»...

Так, например, в 1907 г. шведский астроном К. Болин осуществил целую серию измерений тригонометрического параллакса туманности Андромеды и установил, что расстояние до нее составляет будто бы всего... 19 световых лет. Вскоре после этого американский астроном Вестон Мелвин Слайфер (1875—1969) исследовал спектр этой туманности и туманности в рассеянном звездном скоплении Плеяды. Вывод был следующий: «Эти наблюдения туманности в Плеядах привели меня к мысли, что туманность Андромеды и аналогичные спиральные туманности могут состоять из центральной звезды, окруженной и затемненной клочковатой и разреженной материей, которая сияет отраженным светом центрального солнца. Эта концепция согласуется со спектрограммами туманности Андромеды, а также оценкой ее параллакса, сделанной Болиным».

То же утверждал и Дж. Рейнольдс (Англия), исследовавший цвета отдельных деталей спиральных туманностей: «С точки зрения наблюдений нет никаких оснований считать аморфные туманные образования реальной совокупностью звезд; фактически все данные фотографии говорят против этого... Что же касается природы спиральных туманностей, то правильнее всего было бы признать их пока непознаваемыми».

Попытки установить расстояния до этих туманностей продолжались. В 1913 г. Э. Герцшпрунг, используя установленную Г. Ливитт зависимость период — светимость для цефеид, оценил расстояние до Малого Магелланова Облака в 33 000 световых лет. По тем временам это было весьма внушительной величиной, существенно превышавшей принятые тогда размеры Галактики. Случайно ли при печатании статьи Герцшпрунга один нуль в этом числе был потерян или редактор «на всякий случай» убрал его, сказать трудно. Но ясно одно: астрономы выходили уже на просторы внегалактического мира...

В 1917 г. Г. Кертис открыл новую звезду в галактике NGC 4227 и две в NGC4 321, в следующем — несколько новых в Туманности Андромеды. Полагая, что в максимуме они имеют такой же блеск, как и новые в нашей Галактике, Кертис оценил расстояние до Туманности Андромеды в 500 000 световых лет. Отсюда следовал вывод, что эта и другие спиральные туманности находятся далеко за пределами нашей Галактики.

С этим выводом не соглашался Х. Шепли, и его рассуждения также выглядели вполне логично. Предположим, говорил он, что Туманность Андромеды имеет такие же размеры, как и наша Галактика (300 000 световых лет но его оценке). Тогда, зная ее угловые размеры, находим, что расстояние до этой туманности составляет 10 млн световых лет! Но тогда непонятно, почему новые звезды в Туманности Андромеды более яркие, чем в нашей Галактике. Если же яркость новых в Туманности Андромеды и в нашей Галактике одинакова, то отсюда следует, что Туманность Андромеды в 20 раз меньше нашей Галактики.

Было также непонятно, почему спиральные туманности практически не наблюдаются вблизи Млечного Пути. Казалось бы, если они являются внегалактическими объектами, то их распределение в пространстве не должно зависеть от строения нашей звездной системы.

26 апреля 1920 г. в Национальной академии наук США произошла известная дискуссия между Шепли и Кертисом. Кертис отстаивал точку зрения, по которой «спиральные туманности — не внутригалактические объекты, а островные вселенные, подобные нашей собственной Галактике». Шепли утверждал противоположное: «...факты противоречат тому, что спиральные туманности являются галактиками звезд, сравнимыми с нашей собственной. Пока нет никакой причины отказываться от гипотезы, что спиральные туманности вообще не состоят из звезд, а представляют собой истинно туманные объекты».

По словам О. Струве, хотя представления Кертиса о природе спиральных туманностей были безусловно близкими к истине, доказать это тогда было невозможно. «Ни один из них не убедил другого, остальные же астрономы тем более не могли сделать окончательный выбор между двумя точками зрения».

Природу спиральных туманностей окончательно установил Э. Хаббл, который в конце 1923 г. обнаружил в Туманности Андромеды первую, а вскоре еще несколько цефеид. Оценив их видимые величины и периоды, Хаббл нашел, что расстояние до этой «туманности» составляет 900 000 световых лет. После этого стало ясно, что спиральные туманности — это гигантские звездные системы, находящиеся на огромных расстояниях от нашей Галактики.

Но и после открытий Хаббла некоторых астрономов мучили сомнения, а сами расстояния до этих звездных систем еще предстояло уточнить. Сегодня расстояние до галактики M 31 (Туманности Андромеды) принимается равным 2,3 млн световых лет, а это более чем в 20 раз превышает размеры нашей Галактики...

Многообразие мира галактик. Мир галактик, открытый столь недавно, оказался неисчерпаемо многообразным относительно форм входящих в него объектов. Уже в 1925 г. Хаббл предложил классификацию галактик, разделив их на три группы: эллиптические (E), спиральные (S) и неправильные (Ir). причем для удобства описания он предложил называть галактики Sa «ранним» типом спирали, а галактики Sc — «поздним» типом. Поскольку же кроме «обычных» спиралей наблюдаются спирали с диаметральной перемычкой, эти последние им были расположены параллельно первым и обозначены соответственно SBa, SBb и SBc (SB — сокращение слов spiral barred, т. е. «пересеченные спирали»). Эта схема получила название камертонной диаграммы Хаббла (рис. 64).

Рис. 64. «Камертонная диаграмма» Хаббла

В 1957 г. советский астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов (род. 1904 г.) открыл существование «взаимодействующих галактик» — галактик, связанных «перемычками, «хвостами», а также «гамма-формы», т. е. галактики, у которых одна спираль «закручивается», тогда как другая «раскручивается». В 1959 г. он опубликовал атлас и каталог 355 взаимодействующих галактик. Под его руководством группа сотрудников Астрономического института им. П.К. Штернберга подготовила «Морфологический каталог галактик» (изд. 1961, 1972 и 1974 гг.), в который вошло всего 30 000 галактик ярче 17^т.

В 1964 г. Ф. Цвикки открыл компактные галактики, размеры которых составляют всего около 3000 световых лет. Через год Г. Арп (США) обнаружил звездные системы — галактики с поперечником всего 200 световых лет. По своему внешнему виду они практически не отличаются от звезд нашей Галактики.

Немало удивления вызвало открытие активности галактик. Так, в 1943 г. Карл Сейферт (США) обратил внимание на несколько галактик, обладающих яркими звездообразными ядрами, в спектрах которых заметны широкие эмиссионные линии, что говорит о мощных движениях газа со скоростями в несколько тысяч километров в секунду. В 1956 г. мексиканский астроном Гильермо Аро (род. 1913 г.) сообщил об открытии им галактик, для которых характерно избыточное высвечивание в фиолетовой части спектра. Дальнейший анализ показал, что в них содержится много звезд, излучающих в сотни тысяч и миллионы раз больше энергии, чем Солнце. Важные результаты в изучении галактик с ультрафиолетовым избытком в спектрах получены, начиная с 1963 г., Б.Е. Маркаряном. Примерно половина из более чем 1000 галактик Маркаряна — это, по-видимому, галактики с относительно высокой концентрацией звезд — горячих гигантов. Природа остальных, вероятно, как-то обусловлена активностью их ядер.

Красное смещение. Начиная с 1912 г., В. Слайфер проводил систематическое определение лучевых скоростей слабых спиральных туманностей. Рассуждения его были такими: если эти объекты находятся за пределами нашей Галактики, то все они, вместе взятые, могут быть отличными «опорными точками», которые могли бы помочь непосредственно обнаружить движение Солнца вокруг центра Галактики.

К 1925 г. всего были изучены спектры 41 объекта. Оказалось, что Туманность Андромеды приближается к нам со скоростью около 300 км/с (т. е. ее скорость считается отрицательной), примерно такова же скорость и туманности M 33 в Треугольнике и еще трех туманностей. Остальные туманности удалялись от нас со скоростями от 375 до 1125 км/с. Это, вероятно, и было причиной того, почему Слайфер одним из первых пришел к заключению, что спиральные туманности являются далекими внегалактическими звездными системами. Кстати, уже в 1913—1915 гг. он установил факт вращения нескольких галактик, в том числе галактики NGC 4594 из созвездия Девы и M31.

Немногим позже, в 1927 г., Я. Оорт доказал, что упомянутая скорость приближения к нам галактик M 31 и M 33 является на самом деле отражением движения Солнца вокруг центра Галактики. Реальные же скорости сближения этих галактик с нашей оказались гораздо меньшими — от 6 до 68 км/с.

Рис. 65. Зависимость лучевая скорость — расстояние для близких галактик по Э. Хабблу (штриховая линия — по данным 1929 г., сплошная линия — по данным 1936 г.)

Между тем, оценив в 1919 г. расстояние до галактики M 31 (тогда еще «туманности»), К. Лундмарк стал определять расстояния и до других спиральных туманностей, справедливо полагая, что эти расстояния тем больше, чем меньше угловой диаметр объекта. В 1924 г. немецкий астроном Карл Вильгельм Виртц (1876—1939) обнаружил, что у более слабых галактик, имеющих меньшие угловые размеры, лучевые скорости больше. Он предположил даже, что тем самым подтверждается правильность космологической модели нидерландского астронома Виллема де Ситтера (1872—1934) (с. 301), в которой скорость удаления объектов должна увеличиваться с их расстоянием. Результаты Виртца были перепроверены Лундмарком и Г. Стрёмбергом и... не были подтверждены. Стрёмберг даже заявил в 1925 г., что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца»...

На самом деле упомянутые астрономы не имели уверенных данных о расстояниях до галактик: ведь как диаметры, так и светимости у разных галактик сильно различаются между собой. Иначе, как уже отмечалось, подошел к этой проблеме Хаббл: он в каждой из исследуемых галактик выискивал сходные объекты — цефеиды, ярчайшие звезды, новые в максимуме блеска. Так, к 1929 г. ему удалось уточнить расстояния 18 галактик и галактического скопления в созвездии Девы, находившихся на расстоянии менее 2 Мпк (= 6,5 млн световых лет; Мпк — мегапарсек, миллион парсеков). Сопоставив лучевые скорости этих объектов с их расстояниями, Хаббл получил удивительный результат (рис. 65): лучевые скорости v возрастали прямо пропорционально расстояниям до галактик r. Сказанное было записано в виде простой формулы

v = Hr (4.2)

— закона Хаббла; введенный позже коэффициент Н получил название постоянной Хаббла (сам Хаббл обозначал ее v/r), ее значение в 1929 г. он оценил в 500 км/(с·Мпк), а в 1935 г. по данным о расстояниях до 29 близких галактик, находящихся за пределами Местной группы, в 535 км/(с·Мпк).

Вначале Хаббл при пересмотре найденной им зависимости в каждой из 29 упомянутых галактик определял звездные величины m самых ярких звезд. Полагая, что их светимости во всех галактиках одинаковы, он получал, что сами эти звездные величины должны быть функцией расстояния, т. е. зависеть от скорости удаления галактики v. При переходе к галактикам с еще большим красным смещением выделить отдельные звезды уже не представлялось возможным, и Хаббл поступал следующим образом. Поскольку галактики объединяются в скопления, насчитывающие по нескольку сотен членов, он принимал, что самая яркая галактика в скоплении имеет ту же светимость, что и наша Галактика. Как и раньше, налицо была та же прямая пропорциональность между лучевой скоростью объекта и расстоянием до него.

Тем самым астрономы получили метод установления расстояний r до внегалактических объектов, для которых измерены смещения линий в спектре Δλ. Комбинируя формулы (3.3) и (4.2), находим, что

r = (c/H)(Δλ/λ) = (c/H)z, (4.3)

где z = Δλ/λ — красное смещение в спектре объекта.

Из формулы (4.2) следует, что t_H = r/v = 1/H — это время, за которое данная галактика пройдет расстояние, отделяющее ее от наблюдателя, или, поскольку t_H будет одним и тем же для всех галактик, это — время, истекшее от момента, когда все вещество галактик было сконцентрировано «в одной точке». Скорости «разлета» галактик достигают, как это известно теперь, сотни тысяч км/с. Поэтому создается впечатление, что какое-то время назад, равное t_H, произошел гигантский взрыв, который и дал начало развитию Вселенной в ее современном виде.

Драматизм ситуации в 30-е годы усугублялся тем, что в то время значение постоянной Хаббла принимали равным 535 км/(с·Мпк). Отсюда следовало

t_H = (3,26·10²²)/(535·3,16·10⁷) ≈ 1,8 млрд лет,

где 3,26·10²² — число километров в мегапарсеке, 3,16·10⁷ — число секунд в году. Получалось так, будто Вселенная начала расширяться всего около 2 млрд лет назад. Но тогда уже было точно установлено, что возраст Земли как планеты в два раза больше!

Поэтому в течение около 30 лет были произведены попытки найти какое-то другое объяснение эффекта красного смещения. Наиболее примечательной здесь была гипотеза «старения» фотонов, высказанная в 1929 г. А.А. Белопольским. Он предположил, что частота (а следовательно, и энергия) фотонов по мере их движения в пространстве убывает, причем изменение частоты пропорционально пройденному расстоянию. Физического обоснования эта гипотеза, как и некоторые ее модификации, не получила. Между тем благодаря развитию радиоастрономии было доказано постоянство отношения Δλ/λ по всему спектру.

Мир галактик действительно расширяется. Это расширение описывается с помощью космологических моделей, построенных на основе общей теории относительности (с. 299). Противоречие же между величиной t_H, найденной в 30-е годы, и возрастом Земли (и тем более Галактики) устранено после пересмотра шкалы внегалактических расстояний, т. е. после уточнения значения постоянной Хаббла. О том, как это происходило, читатель может узнать из книг В.А. Бронштэна «Гипотезы о звездах и Вселенной» и Ю.Н. Ефремова «В глубины Вселенной». Мы ограничимся здесь замечанием, что сейчас наиболее вероятным значением постоянной Хаббла H считается 55 км/(с·Мпк) и что поэтому t_H составляет около 15 млрд лет.

От «радиозвезд» до квазаров. В 1946 г. Дж. Хей, С. Парсонс и Дж. Филлипс (Англия) обнаружили в созвездии Лебедя мощный дискретный, т. е. точечный или практически точечный, источник радиоизлучения, который получил название «Лебедь А». Вскоре выяснилось, что таких источников в окружающей нас Вселенной довольно много. Поэтому радиоастрономы начали работу над составлением каталогов этих объектов. Уже в 1950 г. был опубликован Первый Кембриджский каталог (его обозначение 1C), в котором были приведены координаты 50 радиоисточников с точностью до 1°. Через пять лет появился второй, а в 1959 г. — третий Кембриджский каталог (3C). В последнем насчитывался 471 источник. Работа выполнена под руководством Мартина Райла (род. 1918 г.).

Вначале было высказано предположение, что источники радиоизлучения — «радиозвезды» — это объекты, подобные обычным звездам, но отличаются они низкой поверхностной температурой, а поэтому излучают основную часть энергии в радиодиапазоне.

Однако на основании оценок потока энергии от «радиозвезд» приходилось делать вывод, что их в Галактике в десять раз больше, чем обычных звезд, что их массы не превышают 0,1 M_☉. Очень скоро от этой гипотезы пришлось отказаться. Между тем проводилась исключительно трудная работа по отождествлению точечных радиоисточников с оптическими объектами.

В 1960 г. Т. Метьюз и А. Сендидж отождествили радиоисточник 3С 48 со слабым звездообразным объектом 16^m, который они обнаружили на фотографической пластинке, полученной при помощи 5-метрового телескопа. В спектре этой «звезды» были обнаружены интенсивные эмиссионные линии, длины волн которых не совпадали с положением в спектре линий известных химических элементов. Через два года они же отождествили радиоисточник 3C 286 со звездой 17^m. Со спектром повторилась та же история, к тому же объект в ультрафиолетовой области спектра был на целую звездную величину ярче, чем в фотографической.

В 1963 г. К. Хазард, М. Маккей и А. Шиминс (Австралия), наблюдая покрытие радиоисточника 3C 273 Луной, определили координаты этого источника и установили, что он является двойным. Одна из его компонент была отождествлена со звездой 13^m, другая компонента — с продолговатой туманностью в виде струи, расположенной на угловом расстоянии 19,5″ от первой. Изучая спектр «звезды», голландский астроном Маартен Шмидт, работавший на Паломарской обсерватории, обнаружил, что четыре из шести эмиссионных линий принадлежали бы бальмеровской серии атома водорода, если бы... сдвинуть их в фиолетовую сторону на величину z = 0,16. Вскоре Дж. Гринстейн отождествил линии в спектре 3C 48 и нашел для него z = 0,37. Так Шмидт установил, что в спектрах квазаров налицо красное смещение.

Но ведь именно такое явление наблюдается в спектрах других галактик! Отсюда следовало, что квазары (т. е. квазизвездные радиоисточники) являются внегалактическими объектами и что их расстояния можно определять с помощью формулы (4.3). После этого уже нетрудно рассчитать и светимости объектов. Они оказались поистине фантастическими: L = 10⁴⁵-40⁴⁷ эрг/с — в сотни раз больше светимости нашей Галактики с ее сотней миллиардов звезд!

Как только объект ЗС 273 был отождествлен, А.С. Шаров и Ю.Н. Ефремов (СССР) по пластинкам Московской обсерватории проверили, каким был его блеск на протяжении более чем 65 лет. Оказалось, что он изменялся в пределах от 12,0^m до 12,7^m, причем были обнаружены и сравнительно быстрые (на протяжении нескольких суток) его колебания на 0,2^m—0,3^m. Этот результат был подтвержден и американскими астрономами: Х. Смит и Д. Хоффлейт обнаружили колебания блеска 3C 273 с амплитудой в 0,6^m на протяжении 10 лет и с меньшей амплитудой с периодом около недели.

По упомянутым короткопериодическим колебаниям блеска и был оценен размер объекта — одна световая неделя, т. е. 300 000 R_☉. если только 10-летние колебания блеска обусловлены пульсациями объекта, то его масса, по оценке Х. Смита и Д. Хоффлейт, должна находиться в пределах 10⁶—10⁷ M_☉.

Раньше чем признать квазары внегалактическими объектами, ученые рассматривали другие варианты. Первый — красное смещение квазара обусловлено сильным гравитационным полем объекта (с. 296). Но, как показал сразу же в 1964 г. Г. Бонди, в случае устойчивых сверхмассивных тел значение z не может превышать 0,62, тогда как у уже известных квазаров оно в ряде случаев было больше 1,0. В том же году Дж. Террел предположил, что квазары были выброшены из нашей Галактики. Однако наблюдения не дают никаких свидетельств ее столь бурной активности. В 1966 г. Ф. Хойл и Дж. Бербидж предложили гипотезу, по которой квазары — это продукты выброса из сравнительно близких радиогалактик. Но тогда непонятно, почему не наблюдаются квазары с фиолетовыми смещениями линий в спектре.

В 1964 г. Дж. Оук на обсерватории Маунт Вилсон исследовал распределение энергии в спектре объекта ЗC 273 и оценил его эффективную температуру в 16 000 К. Я.Б. Зельдович и И.Д. Новиков (СССР), исходя из величины светимости упомянутого объекта и из соображений стационарности плазмы под действием сил тяготения и лучистого давления, оценили массу квазара в 3·10⁹ M_☉. Предполагая, что волокно, наблюдающееся вблизи 3C 273, движется с наибольшей возможной скоростью c, нетрудно было оценить нижний предел возраста квазара — 200 000 лет.

В последующие годы число публикаций, в которых обсуждались проблемы строения и источников энергии квазаров, превысило все мыслимые пределы. Тогда-то Джефри и Маргарет Бербиджи заметили, что существует так много противоречивых идей относительно теории и интерпретации наблюдений квазаров, что по крайней мере 95% из них неправильные...

Оказалось, что, кроме квазаров в пространствах Вселенной, существует и иной тип объектов, во многом очень похожих на квазары, но не имеющих заметного радиоизлучения. Это квазаги — «квазизвездные галактики». Открыл их в 1965 г. А. Сендидж. Сначала он по весьма немногочисленным данным пришел к разительному выводу: число квазагов в 500 раз больше, чем квазаров. Через два года это соотношение им же было пересмотрено и уменьшено в пять раз. Сейчас предполагается, что квазар — всего лишь краткая фаза в жизни квазага, а тот и другой являются ядрами галактик! В последние годы при наблюдениях квазаров солнечными внезатменными коронографами у некоторых квазаров обнаружены слабо светящиеся гало — туманные оболочки, напоминающие периферийные части «обычных» галактик. Таким образом, казавшаяся лет десять назад безнадежно сложной проблема природы этих объектов как будто находит свое решение. Остается другая — загадка самих ядер галактик, о чем уже говорилось выше...