Новые звездные "острова"

Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953), молодой талантливый астроном из обсерватории Маунт-Вилсон, оказался для Хэйла буквально находкой, и он привлек его к работе на новом 2,5-метровом телескопе. Хаббл оправдал доверие, и благодаря ему этот уникальный по тем временам инструмент в полную силу использовался для получения многочисленных данных о мире звезд.

Через несколько лет после вступления телескопа в действие Хабблу удалось разрешить внешние участки туманности Андромеды на отдельные звезды и таким образом "закрыть" тянущуюся еще со времен Гершеля дискуссию о природе этого объекта. Как еще ранее предполагалось, насыщенные звездами объекты не обязательно должны находиться вне Млечного Пути. Шаровые звездные скопления, рассеянные звездные скопления, звездные облака-все это свидетельствовало о том, что такое предположение вполне обоснованно. Поэтому разрешение туманности Андромеды на отдельные звезды не явилось из ряда вон выходящим событием, тем более что еще примерно 100 лет назад высказывались соображения, что это "туманное пятно", как и некоторые другие подобные "пятна", возможно, состоит из отдельных звезд. Примерно в 1907 г. стокгольмский астроном Карл Болин даже решил, что ему удалось определить параллакс туманности Андромеды, и на основании этого оценил ее удаленность от Солнца примерно в 20 световых лет. Однако в 1917 г. Гебер Кертис (1872-1942) получил совершенно иное значение. Наблюдая новую в туманности Андромеды, он разумно предположил, что в среднем максимальные абсолютные яркости новых должны быть примерно одинаковы, следовательно, по разности абсолютной и видимой яркостей можно оценить расстояние. Согласно Кертису, расстояние до туманности Андромеды превышало 3 млн. световых лет (примерно 1 млн. пс), что резко отличалось от данных Болина. Но результат Кертиса также представлялся сомнительным, поскольку не было уверенности, что наблюдаемая новая действительно принадлежит туманности Андромеды.

Ликкский рефрактор (США)-один из самых крупных телескопов мира

Выход из этой затруднительной ситуации предложил Хаббл. Он фотографическим путем исследовал объекты, расположенные в краевых участках (которые удалось разрешить на звезды) туманности Андромеды и обнаружил среди них (на фотопластинке, отснятой 5 октября 1923 г.) переменную звезду типа дельты Цефея. Это открывало надежный путь определения расстояния до туманности: измерить изменения яркости этой звезды, а затем по ее абсолютной яркости определить расстояние. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 36 переменных звезд, 12 из которых были звездами типа дельты Цефея (цефеидами). На основании этих наблюдений удалось определить расстояние до туманности - оно составило примерно 900 тыс. световых лет. Теперь уже не оставалось никаких сомнений, что туманность Андромеды, названная Симоном Мариусом еще в XVII в. "светом свечи, видимым через рог", представляет собой огромную звездную систему, расположенную во Вселенной далеко от нашего собственного звездного острова.

Так возникла новая область исследований, позволивших существенно расширить и уточнить астрономическую картину миpa. Убедительное доказательство нецентрального положения Солнца в звездной системе, опровергавшее прежние представления, явилось своего рода завершением работ Галилея, который еще в 1610 г. смог разрешить на отдельные звезды Млечный Путь. Так было окончательно разрушено наивное представление о Солнце как о центре мира. Отныне нашим глазам открылась во всем своем величии грандиозная Вселенная звездных систем. Однажды Джеймс Джине, один из пионеров исследования Вселенной, сравнил нашу звездную систему с огромным городом где Солнечная система всего лишь "дом", а Земля - - "комната" в этом доме. И этот "город" затерян где-то в беспредельной темной "стране", путешествуя по которой достаточно долго, можно встретить и другие "звездные города".

Открытие удаленных звездных систем, число которых в каталогах неуклонно росло, естественно, весьма оживило исследование нашей звездной системы - Млечного Пути. Наблюдая далекие "звездные города", ученые могли делать и кое-какие научно обоснованные предположения о внешнем строении нашего собственного "звездного города". И наоборот, изучая природу этого образования, можно по аналогии судить о других, ему подобных, точно так же, как, познавая Солнце, мы делаем различные выводы о природе далеких солнц, которые кажутся нам лишь крошечными светящимися точечками.

Изображение туманности Андромеды, сделанное Трувело

Прежде всего Хаббл приступил к определению поверхностной яркости звезд внешних галактик и нашел, что в этом отношении туманности близкой конфигурации очень мало отличаются друг от друга. Отсюда, естественно, следовало, что, по-видимому, все это - весьма похожие образования. Самыми яркими и поэтому наиболее легко опознаваемыми объектами далеких туманностей были в основном старые знакомые: цефеиды, звезды-гиганты и шаровые звездные скопления, подобные обнаруженным в нашей звездной системе. Было замечено, что около 80% туманностей имеют спиралевидную форму. Уже исходя из этого, следовало предположить, что и наша звездная система скорее всего относится к подобному типу галактик. Со временем астрономы смогли решить этот вопрос вполне однозначно. Они сравнили некоторые специфические свойства нашей и других звездных систем, в частности, такие, как наличие и частота распределения в них определенных объектов, а также размеры, сжатие и общая масса туманностей. Оказалось, что из всех видов звездных систем лишь спиралевидные галактики по своим основным свойствам близки нашей звездной системе. Так, в 50-е годы нашего столетия, наконец, удалось существенно уточнить представление о структуре нашей звездной системы. Астрономия стояла на пороге нового качественного скачка - назревал решительный переворот в самом методе измерений. На сцену выходила радиоастрономия.

76-метровый радиотелескоп обсерватории Джодрелл Бэнк (Англия)