Земля и космос. От реальности к гипотезе - Страница 28

Это расстояние может вызвать восхищение, но для астрономов оно сродни зубной боли. Чем дальше расположена звезда, тем слабее она, тем меньше ее параллакс, тем хуже видно ее собственное движение.

Это означает, что, если какая-нибудь звезда уходит на большее расстояние, труднее определить расстояние до нее. Метод измерения параллакса (самый первый способ и самый достоверный), к примеру, дает удовлетворительные результаты только на расстояниях до 100 световых лет, то есть в пределах, близких к границам нашей Солнечной системы.

Таким образом, к началу XX века перспектива исследования Вселенной за пределами нашей Галактики — к примеру, измеряя расстояние — казалась практически невозможной.

К тому же многие считали, что за пределами нашей Галактики ничего и нет. Единственное, что было видно, — это некоторые расплывчатые образования в небе, называемые туманностями. Некоторые из этих туманностей определенно находились внутри нашей Галактики, но другие, возможно, были за ее пределами. Эти подозрительные туманности вызывали особый, все возрастающий интерес в начале XX века.

Самые большие надежды при изучении столь дальних объектов возлагались на астрономические приборы, которые могли определять характеристики независимо от расстояния. Основным явлением, которое можно было использовать, был сдвиг спектральных линий, вызванный радиальной скоростью (то есть скоростью движения от нас или к нам. — Примеч. пер.) некоторых астрономических объектов при их движении к нам (при этом происходил сдвиг к сине-фиолетовой части спектра) и при движении от нас (при этом происходил сдвиг к оранжево-красной части).

Чем дальше находилась звезда, тем труднее ее было разглядеть и тем труднее было наблюдать ее спектр по ее свету. Приходилось применять все больше ухищрений для распознания и измерения положения спектральных линий; еще более трудным было определить смещение. К тому же очень трудно определить радиальную скорость на больших расстояниях. Тем не менее, если спектр можно получить вообще, тогда радиальную скорость можно измерить с достаточной точностью независимо от расстояния. Очень далекий объект, у которого мы можем получить фотографируемый спектр с распознаваемыми линиями, способен двигаться к нам или от нас — и это движение определить не сложнее, чем у близкого объекта.

Во второй половине XIX столетия радиальные скорости были измерены для многих звезд (ныне известны радиальные скорости тысяч звезд). Величины этих радиальных скоростей звезд находятся в довольно узком диапазоне. Для некоторых звезд радиальная скорость практически равняется нулю (в конце концов, некоторые звезды могут двигаться параллельно нашему собственному курсу или могут пересекать линию нашего движения под прямыми углами, так что в данный момент они не приближаются и не удаляются). С другой стороны, некоторые звезды имеют радиальную скорость, равную 400–500 км/с относительно Солнца. Но такие величины редки. Большинство звезд имеют скорость в диапазоне 10–40 км/с — и, похоже, из них столько же удаляется, сколько приближается.

На основе радиальных скоростей можно сделать некоторые заключения относительно собственного движения (то есть движения перпендикулярно линии зрения). Такое собственное движение может быть измерено непосредственно для ближайших звезд — и радиальное движение данной звезды не обязательно имеет отношение к собственному движению этой звезды. Однако среди большого числа звезд существуют статистические соотношения, и это может быть использовано, чтобы получить представление об истинном движении, в трех измерениях, относительно Земли.

Когда это было сделано, полученная картина Галактики на первый взгляд представляла собой нечто вроде осиного гнезда, движущегося наугад во всех направлениях. Более внимательное изучение показало, что можно найти в движении звезд некоторую закономерность. В 1904 году голландский астроном Якобус Корнелис Каптейн доказал, что звезды движутся двумя потоками и движение одного потока противоположно движению другого.

Позднее, в 1925 году, другой голландский астроном, Ян Хендрик Оорт, объяснил эти потоки как результат вращения Галактики. В целом чем дальше астрономический объект находится от гравитационного центра, относительно которого он вращается, тем медленнее его орбитальное вращение. В нашей Солнечной системе чем дальше планета отстоит от Солнца, тем медленнее она движется по своей орбите. В нашей Галактике чем отдаленнее звезда от своего галактического центра, тем медленнее она вращается на своей орбите вокруг центра.

Звезды, более отдаленные от центра Галактики, чем Солнце, будут двигаться медленнее, чем оно. Мы опережаем их, и они медленно отстают от нас. Звезды, более близкие к центру Галактики, чем Солнце, движутся быстрее и нас опережают. Таким образом, получается два потока в противоположных направлениях.

Радиальные скорости, таким образом, оказываются исключительно мощным средством, поскольку они дают нам картину большого медленного вращения огромной Галактики вокруг своей оси — картину, которую мы вряд ли получили бы с такой определенностью любым другим путем.

Но это было только начало.

Следующий этап в насыщенной перипетиями истории определения радиальных скоростей начался в 1912 году, когда американский астроном Весто Мелвин Слайфер измерил радиальную скорость туманности Андромеды. Эту туманность некоторые астрономы считали находящейся за пределами нашей Галактики. Из тех туманностей, которые можно было видеть невооруженным глазом, это была единственная, относительно которой существовало такое предположение. Таким образом, она казалась самым дальним объектом, который человеческий глаз способен видеть без приборов.

Хотя туманность и находилась далеко, Слайфер тем не менее смог получить из ее света спектр. Ему удалось определить, с каким спектром он имеет дело, и из этого вывести, насколько данный спектр сдвинулся относительно нормального положения. По полученной радиальной скорости он мог сказать, находится ли туманность внутри нашей Галактики или за ее пределами.

Смещение оказалось в сторону синего цвета, и Слайфер сделал заключение, что туманность Андромеды приближается к Земле со скоростью 200 км/с. Эта цифра была в пределах радиальных скоростей, часто наблюдаемых у астрономических объектов. Она заняла свое место в астрономических справочниках, но ничего сенсационного из этого не следовало.

Успех привел Слайфера к мысли попытаться измерить скорость другой туманности, которая похожа на созвездие Андромеды, но светится не столь ярко и, по всей вероятности, находится на большем расстоянии. К 1917 году ему удалось измерить радиальные скорости пятнадцати из них.

Полученные результаты вызвали у него недоумение. Когда ученые не видят причин к обратному, они ожидают встретиться со случайным распределением. При измерении радиальных скоростей туманностей следовало бы ожидать, что примерно половина этих туманностей будет удаляться, а половина приближаться.

Оказалось, что это не так. Из пятнадцати созвездий, чьи радиальные скорости были измерены Слайфером, только две (Андромеда и еще одна) приближались. Другие тринадцать удалялись от Солнца.

Более того, это удаление оказалось неожиданно велико. Тринадцать туманностей улетали со скоростью в среднем 640 км/с, а это значение намного превосходило максимальную величину радиальной скорости для любой наблюдаемой звезды.

Если туманности являются частью нашей Галактики, то эти данные были непонятны. С чего это одной группе объектов в Галактике удаляться от нас почти с одинаковыми огромными скоростями, тогда как другие объекты так себя не ведут?

Это необъяснимое поведение стало еще одним фактом, говорящим о необычной природе туманностей.

К счастью, вопрос о том, являются ли туманности галактиками или же это просто какие-то странности во Вселенной, стоял не долго. В том же 1917 году, когда Слайфер обнаружил непонятное явление, другой американский астроном, Эдвин Поуэлл Хаббл, начал использовать новый телескоп в 100 дюймов радиусом в Маунт-Вильсоне в штате Калифорния. Этот телескоп оказался достаточно мощным для того, чтобы разглядеть расплывчатую до сих пор туманность Андромеды. Оказалось, что туманность представляет собой скопление очень слабых звезд — слабых ввиду большого расстояния до них.