В предновогоднем выпуске ТрВ-Наука я опубликовал статью «Год великого перелома и его предыстория»1. Она была посвящена очень важному этапу в эволюции физики, который занял три десятилетия и в конечном счете сделал возможным появление абсолютно революционных работ с первыми формулировками квантовой механики, обнародованных во второй половине 1925 года. Так что в нынешнем году просвещенное человечество отмечает столетний юбилей квантовой механики — точнее, начала ее создания, которое растянулось на несколько лет. Однако 1925 год стал свидетелем и другого не менее революционного научного прорыва — в наблюдательной астрономии. Речь шла о существовании звездных скоплений того же масштаба, что и наш Млечный Путь, однако лежащих далеко за его границами.
Доказательство существования множества галактик радикально расширило цели и интересы астрономии и астрофизики и, как мне кажется, стало самым фундаментальным достижением науки о Вселенной за всё время ее существования. Спустя всего несколько лет оно привело к открытию расширения космического пространства, стимулировавшему появление космологии как самостоятельной науки. С того времени космология быстро развивалась, что дало повод одному из ее классиков, нобелевскому лауреату по физике 2019 года Филлипу Джеймсу Эдвину Пиблсу, назвать этот временной отрезок Космологическим Столетием2. Так что у меня есть все основания назвать 1925 год Годом Двойного Великого Перелома — по крайней мере, в области точных наук.
Выход астрономии за пределы нашей галактики неразрывно связан с великим американским астрономом Эдвином Пауэллом Хабблом (1889–1953). Он и будет первым героем моего повествования.
Первые исследования
Эдвин Хаббл занялся астрономией довольно поздно — в 25-летнем возрасте. Его жизнь в детстве, отрочестве и молодости была весьма нетривиальной, однако у меня просто нет места для ее описания. Его можно найти в десятой главе моей книги «Астрофизика в лицах»3. Так что я начну с 1914 года, когда он (через год после окончания Оксфордского университета, короткой юридической практики и столь же непродолжительной карьеры преподавателя физики, математики и испанского языка в женской гимназии) получил стипендию от обсерватории Чикагского университета. Ее создание в самом конце XIX века субсидировал крупный финансист Чарлз Тайсон Йеркс (к слову, прототип Фрэнка Каупервуда, главного персонажа драйзеровской «Трилогии желания»), чье имя она теперь и носит. Стипендия была невелика, но давала возможность вести регулярные наблюдения и подготовить на их основе докторскую диссертацию.
Отныне судьба Хаббла была решена. Более того, она была решена вдвойне, хотя он об этом и не подозревал. Перед началом работы в обсерватории он участвовал в сессии Американского астрономического общества. Одно из сообщений стало подлинной сенсацией — такой, что участники впервые за всю историю общества стоя аплодировали докладчику. Им был Весто Мелвин Слайфер, сотрудник частной обсерватории Персиваля Лоуэлла во Флагстаффе в штате Аризона. В течение предшествующих двух лет он получил высококачественные спектрограммы двенадцати туманностей и промерил доплеровские смещения спектральных линий. Результат был поразительным. Одна из них, спиральная туманность Андромеды, приближалась к Земле со скоростью порядка 300 км/с, однако спектры большинства остальных туманностей демонстрировали большие красные смещения. Это означало, что все они удаляются от Земли — некоторые с радиальными скоростями свыше 1000 км/с.
Это было неожиданно и непонятно. В то время туманностями называли космические объекты, которые в телескопы выглядели расплывчатыми светлыми пятнышками. Сейчас мы знаем, что это были самые разные структуры — от газоплазменных и газопылевых сгустков до внегалактических (то есть лежащих за пределами Млечного Пути) гигантских звездных скоплений. Природа туманностей вызывала ожесточенные споры, многие из которых были со временем разрешены именно Хабблом. Так что не будет большим преувеличением сказать, что доклад аризонского астронома указал генеральное направление будущих исследований Хаббла.
Он проработал в Йеркской обсерватории с октября 1914 года по май 1916-го. За всё это время он прослушал лишь четыре трехчасовых (!) лекционных курса — обсерватория не была учебным центром. Ее тогдашний директор Эдвин Фрост считал, что аспиранты прежде всего должны учиться работать с приборами, а теорию можно постигать и по книгам. Хаббл изучил и освоил методики астрономических и астрометрических наблюдений (к слову, обсерватория располагала крупнейшим в мире — тогда и сейчас! — сорокадюймовым телескопом-рефрактором), спектроскопическую аппаратуру, блинк-компараторы и гелиографы, визуальную и фотографическую фотометрию — в общем, весь набор тогдашнего астрономического и астрофизического хайтека.
Скоро его усердие принесло первые плоды. Он получил полный доступ к 24-дюймовому рефлектору, которым другие сотрудники пренебрегали из-за скромной (уже по тем временам) апертуры. В течение шести месяцев он сделал пятнадцать фотографий туманности NGC 2261 в созвездии Единорога, открытой в 1783 году Уильямом Гершелем. Эти снимки он сравнил с парой фотографий той же туманности, полученных другими астрономами в 1900 и 1908 годах. К своему изумлению, Хаббл обнаружил, что туманность за это время несколько изменила форму. Это стало его первым астрономическим открытием, которому он посвятил две статьи. Хаббл не предложил даже гипотетического объяснения этому феномену, однако описал его во всех деталях.
Забегая вперед, отмечу, что NGC 2261 интересовала Хаббла и в дальнейшем. Он наблюдал ее на стодюймовом зеркальном телескопе имени Хукера в калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон и на двухсотдюймовом рефлекторе обсерватории Маунт-Паломар вскоре после начала его работы в 1948 году. Неудивительно, что сейчас NGC 2261 известна также как переменная туманность Хаббла. Она представляет собой газопылевое облако поперечником в один световой год, удаленное от Земли на 2500 световых лет. Через это облако по пути к Земле проходят лучи молодой переменной звезды R Единорога, расположенной на заднем плане. Точная причина странного поведения туманности и сейчас окончательно не установлена. По одной из гипотез, между звездой и туманностью находятся непрозрачные пылевые сгустки, которые время от времени экранируют звездные лучи и тем вызывают изменения визуального образа туманности.
Параллельно с изучением коварной туманности Хаббл получил фотографии дюжины очень слабых звезд и с помощью блинк-микроскопа измерил их собственные движения. Отсюда следовало, что все они отделены от Земли сравнительно небольшими дистанциями — иначе собственные движения не удалось бы зарегистрировать. Обобщив свои данные, Хаббл пришел к выводу, что в окрестностях Солнца должно существовать куда больше тусклых звезд, чем считалось ранее. Фрост столь высоко оценил эту работу, что в апреле 1917 года сообщил о ней на ежегодной сессии Национальной академии наук США.
В мае 1916 года Хаббл сдал аспирантские экзамены по французскому и немецкому, а осень и зиму провел в университетском кампусе, где прослушал обязательные курсы по математике и небесной механике. Он также обучал младшекурсников началам астрономии, что давало добавку к стипендии (к тому времени уже увеличенной). К концу апреля 1917 года он закончил работу над диссертацией “Photographic Investigations of Faint Nebulae”, а в мае сдал устные экзамены по астрономии и математике. Комиссия из шести экзаменаторов оценила его ответы весьма высоко — summa cum laude. В августе на имя новоиспеченного доктора философии был выписан соответствующий диплом.
Однако Хабблу тогда уже было не до науки. 6 апреля 1917 года Конгресс Соединенных Штатов объявил войну кайзеровской Германии, и Хаббл пошел в армию добровольцем. 15 мая он явился в форт Шеридан, а ровно через три месяца получил капитанские нашивки. После почти годовой подготовки в учебных лагерях ему присвоили звание майора, и в составе 86-й дивизии армии США он был отправлен во Францию. Правда, его часть так и не успела поучаствовать в боях — 11 ноября терпящая поражение Германия подписала соглашение о перемирии. Однако нескольким днями ранее вблизи Хаббла разорвался случайный снаряд, и он получил небольшое сотрясение мозга и травму правого локтя, который после уже никогда до конца не сгибался. Хаббл еще четыре месяца служил в оккупационных войсках, а потом был отправлен в Англию для установления связей с британскими университетами, где обучались американские военнослужащие. Он побывал в Кембридже, где был тепло встречен местными астрономами, а в августе наконец-то был освобожден от всех армейских обязанностей и отплыл в Нью-Йорк.
Дома отставного майора давно ждала новая работа. Еще летом 1916 года заместитель директора обсерватории Маунт-Вилсон Уолтер Адамс начал подыскивать сотрудников для работы на стодюймовом телескопе имени Хукера, который, как тогда предполагалось, должен был начать действовать не позже конца следующего года. Незадолго до того Адамс приезжал в Чикаго, познакомился там с Хабблом и теперь рекомендовал его директору обсерватории Джорджу Эллери Хейлу. Того не пришлось долго убеждать: в начале ноября Хейл сообщил Хабблу, что готов взять его на работу после защиты диссертации. Когда Хаббл решил отправиться на войну, Хейл обещал сохранить за ним место. Так и получилось, что из Нью-Йорка Хаббл отправился в Калифорнию. 3 сентября он был зачислен в штат Обсерватории Маунт-Вилсон в должности младшего астронома. Его ждали повышенная по сравнению с первоначальным предложением зарплата в 1500 долларов, крупнейший в мире телескоп и великие открытия.
В заключение этого раздела стоит сказать несколько слов о диссертации Хаббла. В процессе ее подготовки он сфотографировал на своем 24-дюймовике 512 ранее неизвестных туманностей, сгруппированных в несколько скоплений. Это само по себе было достижением, поскольку до того было известно лишь 76 туманностей такого рода. Хаббл попытался разделить их на группы согласно форме, яркости и размеру. Сама система такой классификации была придумана не им — ее предложил немецкий астроном Макс Вольф. Хотя диссертация Хаббла была вполне «на уровне», особо глубоких результатов он тогда не получил (да и не смог бы при всем желании, его телескоп был слабоват). Однако Хаббл благодаря своей диссертации вышел на проблему исследования и классификации туманностей различных типов, которая в будущем стала для него буквально золотой жилой.
Начало галактической астрономии
Эдвин Хаббл проработал в Обсерватории Маунт-Вилсон до лета 1942 года, когда его отозвали для участия в оборонном проекте. Прославившие его исследования он выполнил в течение первой половины этого срока. Он вел наблюдения и на рефлекторе имени Хукера, и на его шестидесятидюймовом предшественнике, и даже на небольшом телескопе с десятидюймовой апертурой.
С самого начала Хаббл сформулировал для себя развернутую программу исследований. Весной 1920 года он написал профессору астрономии Чикагского университета Эдварду Барнарду (помните звезду его имени?), с которым консультировался еще в годы студенчества, что хочет узнать всё что возможно «о природе, форме и расположении галактических туманностей и их отношении к звездам». Через год он сообщил в письме коллеге из Ликской обсерватории Уильяму Райту, что разрабатывает пробную классификацию туманностей, на что получил полное благословение.
Сейчас самое время для лингвистического уточнения. Хаббл с молодости до конца жизни использовал термин «галактика» только по отношению к Млечному Пути. Даже когда его собственные труды показали, что в космосе существуют и другие не менее крупные звездные скопления, которые астрономы тоже стали называть галактиками, Хаббл предпочитал именовать их внегалактическими туманностями, extra-galactic nebulae. Я постараюсь насколько возможно пользоваться его терминологией.
К середине 1922 года Хаббл собрал и изучил столько фотографий различных туманностей, что счел возможным обсудить свои наблюдения с коллегами по профессии. Как раз тогда он вошел в состав Комиссии по туманностям и звездным скоплениям при Международном астрономическом союзе. В июле на ее очередной сессии в Риме он представил свои первые выводы. Их одобрил новоизбранный председатель комиссии Весто Слайфер, однако другие члены отнеслись без энтузиазма. В итоге сообщение Хаббла так и не было опубликовано.
Тогда он решил действовать самостоятельно и в том же 1922 году представил свои выводы в двух статьях. Он разделил туманности на два больших семейства: галактические (то есть лежащие внутри Млечного Пути) и негалактические, galactic и nongalactic. В свою очередь, негалактические туманности подразделялись на две группы: планетарные, planetaries (этот термин ввел еще Уильям Гершель, апеллируя к их внешнему сходству с планетами), и диффузные. По Хабблу все галактические туманности были связаны с какими-то звездами, в то время как для внегалактических такие связи не просматривались. Хаббл особо подчеркнул, что внегалактические туманности представлены в различных формах, например они могут выглядеть как спирали, веретена, овалы или сфероиды. Он также изложил свои соображения о сгустках космической материи, образующей светящиеся диффузные туманности. Хаббл не предложил никаких гипотез о ее природе, однако с помощью спектрального анализа показал, что эта материя поглощает и переизлучает звездный свет, что и вызывает свечение самих туманностей.
Многие читатели, наверное, хотя бы слышали о хаббловской классификации галактик с ее знаменитой камертоноподобной диаграммой, tuning-fork diagram. Хаббл в окончательном виде опубликовал эту схему в 1926 году, и о ней у нас скоро пойдет речь. В статьях 1922 года ее еще нет, но подходы к ней уже просматриваются.
В 1922 году Хаббл также совершил трехмесячное путешествие по Англии, Франции и Португалии. После Великой войны доллары в Европе были в большой цене, а Хаббл теперь зарабатывал достаточно. Возможно, его ангел-хранитель послал ему хороший отдых, зная, что скоро его подопечному предстоит огромная работа.
Во всяком случае, именно так и случилось. В середине осени 1923 года на долю Хаббла выпал очередной (девятый в том году) сеанс наблюдений на стодюймовом рефлекторе. 4 октября он навел его на одну из ветвей спиральной туманности Андромеды (М31, если использовать известный с XVIII века каталог Мессье) и сделал фотографию с сорокаминутной выдержкой. Видимость в ту ночь была скверной, и снимок вышел не слишком качественным. Тем не менее Хаббл заметил на пластинке темную точку (напомню, что это был негатив), которую счел новой звездой. Следующей ночью он вновь сфотографировал тот же рукав, увеличив экспозицию на пять минут. Атмосфера была уже прозрачной, и изображение получилось вполне качественным. Эта пластинка4, которая в каталоге обсерватории получила индекс H335H, принесла славу и себе, и своему фотографу.
Что же на ней было необычного? Хаббл вновь разглядел ту же предполагаемую новую звезду плюс еще две точки, которые он также счел вспышками новых. Та ночь была последней в этом сеансе, и Хаббл днем вернулся в свой кабинет в кампусе обсерватории в Пасадене. Он взял из архива предшествующие снимки той же ветви, сделанные им самим и другими астрономами, и стал методично сравнивать их с новой фотографией. И вот тут-то и случилось Открытие. Хаббл заметил, что одна из этих «новых» периодически меняет яркость (в терминах наблюдений, меняется степень зачерненности ее изображения на пластинке), следовательно, является переменной звездой. Анализ световой кривой показал, что период изменения ее блеска составляет 31,415 суток. В свете тогдашних знаний следовало, что это классическая цефеида — переменная звезда из того семейства, два первых представителя которого наблюдали британские астрономы Эдвард Пиготт (в созвездии Орла) и Джон Гудрайк (в созвездии Цефея). С конца XIX века измерениями блеска цефеид, как и других переменных звезд, много занимались в обсерватории Гарвардского университета, чей директор Эдвард Чарлз Пикеринг изобрел очень удачный меридианный фотометр. Позднее преемник Пикеринга Харлоу Шепли, продолжая наблюдения сотрудницы обсерватории Генриетты Ливитт, получил формулу, связывающую периоды и абсолютные звездные величины цефеид. Применив это соотношение, Хаббл вычислил максимальную светимость звезды и нашел ее расстояние от Земли. Оказалось, что оно никак не меньше 285 килопарсек — иными словами, 930 тыс. световых лет. Это было не просто странно — это шокировало!
В чем же дело? Тогдашние астрономы еще не пришли к единому мнению относительно устройства Большого Космоса. Некоторые (например Якобус Каптейн, сотрудник Ликской обсерватории Гебер Кёртис и шведский астроном Кнут Лундмарк) считали, что космическое пространство заполнено звездными островами того же масштаба, что и наша галактика, однако их выводам недоставало прочной наблюдательной базы. Другие специалисты, включая Шепли, полагали, что существует лишь один Млечный Путь, а вне его нет больших звездных скоплений. Они расходились и в оценке размера нашей галактики. Шепли считал, что диаметр Млечного Пути по порядку величины равен 300 тыс. световых лет, в то время как Каптейн давал куда меньшие цифры: 20–30 тыс. световых лет (ошиблись оба, по сегодняшним данным диаметр Галактики приблизительно равен 120 тыс. световых лет). 26 апреля 1920 года эта проблема стала предметом острой дискуссии между Шепли и Кёртисом, которая состоялась в здании Национальной академии наук в Вашингтоне (между прочим, в присутствии Альберта Эйнштейна). Этот спор, вошедший в историю астрономии как Большая Дискуссия (Great Debate), так ничего и не решил, противники не смогли убедить ни друг друга, ни аудиторию в правильности своих позиций.
Хаббл понял (хотя, возможно, не сразу поверил), что у него появился неопровержимый аргумент для решения этого спора. Дистанция в 930 тыс. световых лет втрое превосходила даже тот сильно завышенный (как стало ясно позднее) размер нашей галактики, который ей ранее приписал Шепли. Получалось, что М31 — это крупное звездное скопление со спиральной структурой, которое никак не может быть частью Млечного Пути. Отсюда вроде бы сразу следовало, что эта негалактическая туманность (если использовать хаббловскую терминологию 1922 года) есть не что иное, как другая настоящая галактика в своем собственном праве. Правда, сам Хаббл, как я выше отметил, никогда не называл такие туманности галактиками. Но это быстро сделали за него другие астрономы.
Хаббл потратил больше года на подтверждение своего открытия. Он обнаружил еще десятки цефеид как в Андромеде, так и в туманностях NGC 6822 и М33 (из них лишь вторая обладает спиральной структурой, подобной Андромеде). Свои результаты он регулярно обсуждал с Шепли и прочими астрономами. Эти дискуссии сами по себе очень интересны, там много того, что принято называть человеческим фактором (астрономы ведь тоже люди!), но рассказ о них получился бы слишком длинным.
Хаббл впервые представил свои результаты в сообщении “Extragalactiс Nature of Spiral Nebulae”, которое в его отсутствие было зачитано профессором Принстонского университета, известным астрофизиком Генри Норрисом Расселом. Это было сделано на совместном заседании Американского астрономического общества и Американской ассоциации в поддержку науки, которое проходило в Вашингтоне с 30 декабря 1924 года по 2 января 1925 года. За эту работу, о которой 10 февраля в короткой заметке сообщила The New York Times, он получил премию в 500 долл. от ассоциации и вечное почетное место в истории астрономии. Международное сообщество исследователей космоса узнало о его открытии из четырехстраничной статьи «Цефеиды в спиральных галактиках»5, которая по любым критериям стала одной из важнейших астрономических публикаций прошлого столетия. Впрочем, многие ведущие астрономы из разных стран получили сведения о результате Хаббла посредством почты или сарафанного радио.
Вообще-то Хаббл сильно занизил дистанцию до туманности Андромеды, которая сегодня оценивается в 2,5 млн световых лет, или 770 килопарсек. Но, конечно, если бы он знал правильное расстояние, это бы только подкрепило его вывод об ее экстрагалактическом расположении.
В заключение этого раздела объясню, почему Хаббл, сам того не зная, уменьшил дистанцию до Андромеды. Начну с технических деталей. Для определения расстояния до любой звезды надо знать разность между ее видимой величиной m и абсолютной величиной M. Если эта разность известна, то дистанция до звезды в парсеках определяется по простой формуле: d = 10(m-M+5)/5. Видимая величина — это наблюдаемая на Земле яркость звезды, измеренная по определенной шкале. Абсолютная величина — это яркость, которую имела бы та же самая звезда, если бы находилась от Земли на расстоянии 10 парсек. Звездные величины могут быть и положительными, и отрицательными — и чем тусклее звезда, тем больше ее величина. Так, видимая величина Солнца равна –26,83, а абсолютная составляет 4,74. Отсюда следует, что дистанция до Солнца равна 10(–26,83–4,74+5)/5 парсек, т. е. 10–5,314 парсек. Это и есть одна астрономическая единица, приблизительно, как все знают, равная 150 млн км.
Теперь вернемся к Хабблу. Его ошибка вовсе не означает, что он не умел работать со звездными фотоснимками. Он правильно определил видимые величины цефеид в фазе максимального блеска, как они обнаруживали себя на фотопластинках. А вот формула Шепли его подвела. Шепли не знал, что космическое пространство заполнено диффузной пылегазовой средой, которая поглощает часть звездного света. Винить его за это нельзя, существование такой среды было доказано американским астрономом швейцарского происхождения Робертом Трамплером только в 1930 году. Поэтому Шепли недооценил светимость цефеид, наблюдения за которыми легли в основу выведенной им корреляции. А поскольку другой формулы у Хаббла не было, его вычисления и дали заниженную дистанцию. Если бы он мог принять в расчет поглощение звездного света, разность (m – M) оказалась бы больше, и оцененная дистанция до цефеид выросла бы в два — два с половиной раза.
Но и это еще не всё. Шепли наблюдал как классические цефеиды, так и пульсирующие звезды из семейства W Девы, которые в среднем на полторы единицы тусклее классических цефеид с тем же периодом. В 1920-х годах никто не знал, что существуют два семейства цефеид, и это обстоятельство долго служило дополнительным источником ошибок в определении космических дистанций. Этот источник был перекрыт в 1952 году, когда работавший в США немецкий астроном Вальтер Бааде обнаружил, что цефеиды бывают двух разных типов. Классические цефеиды принадлежат более молодым звездам из так называемой популяции I, в то время как звезды из семейства W Девы входят в число более старых звезд из популяции II. Кстати, то, что Шепли втрое завысил диаметр Млечного Пути, объясняется теми же двумя факторами.
Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат — 450 тыс. парсек — был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла. Еще раньше, в 1919 году, расстояние до Андромеды оценил уже упоминавшийся Кнут Эмиль Лундмарк, который положил в основу своих выводов наблюдение блеска новых звезд, вспыхивавших в этой туманности. Хотя его результат — 650 тыс. световых лет — оказался еще дальше от правильного, нежели хаббловский, он тоже свидетельствовал о том, что Андромеда не входит в состав Млечного Пути.
Хаббл продолжал заниматься тремя названными туманностями и после определения дистанции до Андромеды. В 1925 году он посвятил отдельную статью NGC 6822, особо подчеркнув, что цефеидный метод определения дистанций прекрасно сработал и для этого звездного скопления, дав в результате 214 килопарсек. В 1926 году появилась аналогичная публикация о туманности М33, в которой Хаббл выявил 35 типичных цефеид.
В том же году была опубликована еще одна из самых известных работ6 Хаббла. В первой части он представил свою знаменитую (точнее, вскоре ставшую знаменитой) морфологическую классификацию туманностей, разделяющую их на семейства в зависимости от внешней формы. Эти семейства объединены в три группы: эллиптические туманности, логарифмические спирали и спирали с перемычкой (определение «логарифмические» было позднее заменено на «нормальные»). Для пущей наглядности Хаббл нарисовал диаграмму, внешне напоминающую камертон или двухзубцовую вилку. Эллиптические туманности представлены тремя овалами, как бы нанизанными на центральный стержень камертона; нормальные спирали и спирали с перемычкой тоже разделены на три семейства каждая, расположенные вдоль двух ножек камертона (или, если угодно, зубцов вилки). В дальнейшем Хаббл добавил к своей системе туманности неправильной формы, irregular nebulae (таковы, например, Большое и Малое Магеллановы Облака).
Я не буду комментировать хаббловскую схему с точки зрения современных представлений о галактических структурах и механизмах их формирования. Все-таки это тема больше подходит книге по астрофизике, нежели научно-популярной статье. Уточню лишь, что позднее эту систему не раз модифицировали как сам Хаббл, так и другие астрономы, например Аллан Сэндидж и Жерар Анри де Вокулёр. В своей основе она используется и сегодня, хотя с разными вариациями. Во второй части статьи Хаббл представил результаты статистического анализа характеристик аж четырех сотен внегалактических туманностей!
Хаббл не забыл и свою любимую Андромеду. В 1929 году он опубликовал статью с буквально говорящим заголовком “A Spiral Nebula as a Stellar Systen, Messier 31”. В ней он представил результаты сравнительного изучения трех с половиной сотен фотографий Андромеды, полученных на шестидесятидюймовом и стодюймовом рефлекторах. Фактически он описал М31 как самостоятельную крупную галактику, однако, верный своим принципам, ни разу ее так не назвал. Наконец в 1930 году он посвятил отдельную статью анализу светимости эллиптических туманностей.
На рубеже 1920-х и 1930-х годов Хаббл пришел к своему второму великому открытию, которое лежало на стыке астрономии и космологии. Оно заслуживает отдельного раздела, который сейчас и воспоследует. Что до рассказа о золотых (для Хаббла, конечно) 1920-х годах, то мне остается добавить, что 26 февраля 1924 года он вступил в законный брак. Его избранницей стала молодая вдова Грейс Лейб, дочь крупного банкира из Лос-Анджелеса Джона Патрика Бёрка. Ее первый муж был геологом; в июне 1921 года он задохнулся при спуске в шурф заброшенной угольной шахты, упал на дно и разбился насмерть. Роман Эдвина и Грейс начался на следующий год и закончился идеальным браком. В марте молодожены отправились в путешествие по Европе, где провели не один, а три медовых месяца.
Напоследок надо отметить, что в 1925 году была обнародована еще одна важнейшая астрономическая работа — не того масштаба, что у Хаббла, но тоже прорывная. Вернувшийся из американской стажировки в Упсальскую обсерваторию Бертиль Линдблад предложил модель нашей галактики, разделенной на группы звезд, обращающихся вокруг ее центра с неодинаковыми угловыми скоростями7. В 1927 году эту идею на основе детального статистического анализа подтвердил его нидерландский коллега Ян Хендрик Оорт — тот самый, в честь которого названо гипотетическое «облако» периферийных тел Солнечной системы. Из него в ее центральную часть предположительно приходят долгопериодические кометы. Но это уже совсем другая история.
Алексей Левин
Продолжение следует
1 trv-science.ru/2024/12/god-velikogo-pereloma-v-fizike-i-ego-predystoriya/
2 Peebles P.J.E. Cosmology’s Century: An Inside History of Our Modern Understanding of the Universe, Princeton University Press, Princeton & Oxford, 2020
3 Левин А. Астрофизика в лицах. — М.: URSS, 2022.
4 carnegiescience.edu/about/history/archives/plate-archives/m31var
5 Hubble E.P. Cepheids in Spiral Nebulae // Publications of the American Astronomical Society, 1925, 5, 261–264.
6 Hubble E.P. Extra-Galactic Nebulae // Astrophysical Journal, 1926, 64, 321–369.
7 Lindblad B. Star-streaming and the structure of the stellar system // Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik, 1925, 19A (21), 1–8.
(4 оценок, среднее: 4,50 из 5)
Загрузка...
Так почему-то в заметке:
10^((-26.83-4.74)/5)*pc=10^(-6.314)*pc=0.1*au
Так должно быть, согласно приведенной формуле для d:
10^((-26.83-4.74+5)/5)*pc=10^(-5.314)*pc=1*au
Поправили! Автор передает Вам спасибо.