Сто миллионов звездных систем

Несколько десятилетий назад было опубликовано сообщение, весьма озадачившее специалистов: используя самый мощный на Земле телескоп, удалось обнаружить около 2 млн. различных звездных систем. Сегодня благодаря необычайному развитию инструментальной техники и фотографии, мы можем говорить уже о нескольких сотнях миллионов звездных систем, которые доступны изучению современными средствами наблюдений. Разумеется, излишне и даже неразумно исследовать каждый из этих объектов в отдельности. Но, во всяком случае, успокаивает то, что теперь мы располагаем достаточным количеством космических "экземпляров", чтобы, ведя систематические исследования, выявить, наконец, какие-то закономерности их развития и "поведения".

Первые многообещающие результаты Хаббл - основатель современной внегалактической астрономии - получил уже через несколько лет после вступления в строй 2,5-метрового телескопа на обсерватории Маунт-Вилсон. Хаббл приступил к классификации звездных систем по их внешнему виду, подобно тому, как сто лет назад это сделал Гершель. Разработанная Хабблом система классификации в основных своих чертах используется и поныне. Хаббл строго разделил "правильные" звездные системы от беспорядочных (неправильных). Под "правильными" системами он понимал все галактики, имеющие структуры, которые симметрично вращаются вокруг центрального ядра. Эти "правильные" системы Хаббл в свою очередь подразделял на две подгруппы: эллиптические и спиралевидные. Расширение линий в спектрах эллиптических галактик указывает на то, что звезды в них движутся во всех направлениях. Это и объясняет их сфероидальную форму; Хаббл обозначил такие галактики символом Е. Далее, Хаббл применил более тонкую классификацию эллиптических туманностей, учитывающую степень их видимого сжатия. Среди спиральных туманностей он выделил "нормальные" (S) и спирали с перемычкой (В).

У "нормальных" спиральных галактик спирали "выходят" из двух противоположных участков ядра. У спиралей с перемычкой имеет место аналогичная картина, однако их ядро как бы пересекается яркой перемычкой, простирающейся далеко за пределы ядра. "Неправильные" системы имеют совершенно иное строение - они характеризуются несимметричной формой, и центральное ядро у них отсутствует.

Подобно тому как Гершель, исходя из многообразия форм наблюдаемых им туманностей, делал выводы о процессах развития этих объектов, а при сравнительно недавнем спектральном изучении звезд исследователи подразделяли их на "ранние" и "поздние" спектральные классы, так и Хаббл подошел к разработке своей эмпирической классификации туманностей. Созданная им классификация туманностей различных типов относила эллиптические системы к "ранним", а спиральные - к "поздним" образованиям, в чем нашла свое отражение теория эволюции этих структур, предложенная Джинсом.

Лишь очень немногие звездные системы удалось разрешить на отдельные звезды и таким образом изучить более детально. Чаще же всего астрономам приходится довольствоваться интегральными свойствами туманностей и на их основе пытаться установить какие-то детали. Поэтому для исследования "звездных островов" Вселенной весьма плодотворной оказалась идея их классификации по морфологическим признакам; астрономы надеялись, что во внешнем виде структур как это уже неоднократно случалось в астрономии и прежде - как-то проявятся и их физические свойства.

Прежде всего представлялось целесообразным изучить "частоту" распределения во Вселенной отдельных типов туманностей. Однако такое предприятие оказалось гораздо более трудным, чем можно было ожидать. Чем дальше "вглядывались" телескопы в глубины Вселенной, тем больше объектов попадало в поле их зрения, но вместе с тем их яркости и размеры были все меньше, так что определить особенности их формы становилось все труднее. Хаббл для своей статистики форм решил ограничиться лишь 600 самыми яркими туманностями. И это дало вполне надежный результат: он почти точно соответствует установленным на сегодня типам звездных систем. Примечательно, что во Вселенной обнаружилось гораздо больше "нормальных" спиральных систем.

В качестве других характеристик внегалактических туманностей, как и отдельных звезд, были приняты их массы, спектральные классы и светимости. Но, чтобы получить все эти данные, требовались сложнейшие и длительные исследования неба при помощи чрезвычайно мощных телескопов. И здесь возможности астрономии были явно ограничены.