Выборочное изучение неба

В начале XIX в. астрономы с энтузиазмом взялись за решение "проблемы Гершеля". Теперь в их распоряжении оказалось множество данных, о которых во времена Гершеля даже и не подозревали. Примерно в 1838 г. Фридрих Вильгельм Бессель, Василий Яковлевич Струве (1793-1864) и Томас Гендерсон (1798-1844) впервые определили расстояния до некоторых звезд. В XIX в. астрономы усиленно занимались составлением обширных звездных каталогов. Так, в Боннской обсерватории Аргеландер и его сотрудники систематически проводили обозрения северной части небесной сферы. Под их влиянием к созданию такого рода каталогов обратились и другие обсерватории. Фотометрические измерения яркости звезд, сменившие прежние ориентировочные оценки, позволили вывести соотношение между старой шкалой звездных величин и видимой яркостью звезд. Закон Вебера - Фехнера, о котором мы уже упоминали, дал принципиальную возможность использовать информацию, полученную при измерениях яркости, для определения расстояний до звезд. Правда, для этого требовалось знать так называемые абсолютные звездные величины, т.е. количество света, в действительности излучаемого звездой. Как показали исследования, предположение Гершеля о том, что яркости всех звезд одинаковы, оказалось ошибочным; напротив, они существенно отличались.

Гелиометр Й. Фраунгофера, с помощью которого Бессель измерял параллаксы звезды Лебедь 61

С одной стороны, эти данные послужили важной предпосылкой для дальнейших исследований распределения звезд во Вселенной, но, с другой стороны, породили новые трудности. Как же можно было решить эту грандиозную задачу? Прямой путь исключался, поскольку немыслимо определять расстояние до каждой звезды. Оставалось вновь обратиться к методу Гершеля, но уже основываясь на новых результатах. Так возникла современная методика звездной статистики. Основой таких статистических исследований служили данные о звездах- прежде всего об их яркостях,- собранные в многочисленных каталогах.

Распределение плотности звезд в звездной системе (по данным Каптейна); плотность звезд равномерно падает по мере удаления от центра системы

Предпринимались попытки математически рассчитать плотность звезд в различных областях Вселенной. Решением этой задачи, в частности, занимался уже упоминавшийся нами Карл Шварцшильд. Правда, в подобных исследованиях ученые исходили из предположения Гершеля, хотя и обновленного, полагая, что звезды симметрично распределены вокруг Солнца. Естественно, результат имел чисто формальный характер. Исключительное положение Солнца среди огромного множества звезд казалось весьма сомнительным. Согласно полученной схеме звездного распределения, плотность звезд заметно падала при удалении от центра, причем в направлении продольной оси Млечного Пути гораздо медленнее, чем в поперечном направлении. В результате звездная система оказалась сильно сжатой структурой (сжатие 1:5), как это было прежде у Канта и Гершеля. Однако полученные результаты никак не отражали такой характерной особенности Млечного Пути, как видимое неравномерное распределение звезд: чередование "густонаселенных" звездных облаков и "пустот".

Крупнейший зеркальный телескоп XIX в. - 'Левиафан' лорда Росса с металлическим зеркалом диаметром 1,8 м

Становилось очевидным, что эти видимые неравномерности оказались не выявленными потому, что сама исходная посылка была ошибочной. Оставался один выход - отказаться от аналитических методов и вернуться к простым подсчетам, т.е. к методу Гершеля.

Наиболее известным сторонником подобного подхода был голландский астроном Якобус Корнелис Каптейн (1851 - 1922). Он разделил окружающее Солнце пространство на концентрические шаровые оболочки. Толщину каждой оболочки он принял столь малой, что в пределах ее объема плотность звезд можно было считать постоянной. Из материалов наблюдений он знал, какое количество звезд обладает той или иной яркостью. Теперь задача состояла в том, чтобы определить число звезд различной яркости в каждой шаровой оболочке.

Но, несмотря на наличие обширных каталогов, наблюдательного материала для выполнения подобной работы было явно недостаточно, особенно это относилось к слабо светящимся звездам. Каптейн разработал обширную программу исследований, в которой должны были принять участие обсерватории всего мира. Подобно Гершелю, который брал "черпки" из определенных областей неба, Каптейн также отобрал 206 участков, равномерно распределенных по всему небу. В 1906 г. Каптейн, опубликовав перечень избранных участков, призвал астрономов присоединиться к исследованиям. Предполагалось, что при этом понадобятся самые разнообразные сведения о звездах. Многие крупные обсерватории выразили готовность содействовать осуществлению данной программы- каждая в той области астрономии, в которой она специализировалась.

Результаты таких статистических наблюдений мало отличались от результатов, полученных ранее аналитическим путем: плотность звезд уменьшалась по всем направлениям, причем особенно быстро в направлении полюса Млечного Пути. Таким образом, статистические методы, как и аналитические расчеты, также давали картину "звездной Вселенной" как вращающегося симметричного образования, имеющего вид эллипсоида вращения.

А что следовало понимать под спиральными образованиями, открытыми лордом Россом еще в XIX в.? Использование фотографии позволило получить гораздо больше деталей этих образований, чем удавалось различить в большие зеркальные телескопы. Туманность в созвездии Андромеды, без сомнения, была спиралевидным образованием. Особенно поражали фотографии светящегося "огненного колеса" в созвездии Гончих Псов, полученные в 1900 г. Что же представляло собой это великолепное образование? Очевидно, это была вращающаяся структура с очень плотным ядром, в которой выделялись два широких "рукава", напоминающие по форме спираль. Герман Кобольд (1858-1942) писал, что наблюдателю, находящемуся вблизи центральной части такого образования, оно до мельчайших подробностей напоминало бы систему Млечного Пути. Уже не означало ли это, что мы сами находимся в огромной спиралевидной звездной системе? Но чем тогда являются другие спиралевидные образования- членами некой общей системы или совершенно независимыми структурами? Масса вопросов! Именно тогда при исследовании некоторой особой группы звезд произошло удивительное событие, имевшее огромное значение.