Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

линии CN и молекул углерода в кометных газах. Эта литография была подготовлена для конференции Британской ассоциации содействия развитию науки в 1881 г. и произвела во время презентации огромное впечатление.

Сначала эти идеи были скорее отклонены многими астрономами, чем приняты ими. I тип, как находили некоторые, трудно согласуется с открытиями, сделанными с помощью спектроскопа; другие предпочитали объяснения в духе жароотталкивания; а третьи рассматривали кометные хвосты как нематериальные электрические разряды в космосе. Зарисовка кометы Донати (1858 VI) очень ясно демонстрирует сосуществование трех различных хвостов (ил. 218), что прекрасно укладывается в теорию Бредихина. Первый хвост кометы, открытой 2 июня в созвездии Лев, начал появляться в середине августа, ее тройной хвост наблюдался около середины сентября. Ядро кометы было также сложным и временами походило на горелку в виде крыльев летучей мыши. Ни одна другая комета не изучалась ранее астрономами всего мира столь же интенсивно, Джордж Бонд из обсерватории Гарвардского колледжа был одним из наиболее добросовестных исследователей. Собранные данные оказались полезны и в более поздние времена; на тот момент утверждение Бонда, что ее свет является отраженным солнечным светом, считалось общепринятым. Спустя четыре года Донати открыл новую ступень в понимании кометного света и, как говорилось ранее, обнаружил компонент несолнечного света, в силу чего выводы Бонда стали нуждаться в уточнении.

218

Комета Донати (1858 VI) по рисунку Джорджа Бонда, директора обсерватории Гарвардского колледжа. Изогнутый хвост состоит из пыли, две слабо различимые компоненты – из ионизированных газов. Яркая звезда слева от головы – Арктур.

Спектроскопия привнесла в астрономию некий небесный вид химии, но идентификация спектральных линий оказалась более сложной задачей, чем об этом думали вначале. Относительная интенсивность кометных линий часто радикальным образом отличалась от того, что обнаруживалось в лаборатории. Само положение линий, полученных от одной и той же кометы, могло меняться со временем. В 1941 г. бельгийский астроном Поль Свингс существенно усовершенствовал методы, используемые для интерпретации кометных спектров, приняв во внимание доплеровские смещения в солнечном излучении, которое возбуждает линии в кометном спектре. Еще один этап в анализе кометных спектров бы пройден в 1957 г., когда Свингс и Джесси Л. Гринстейн, работающий в Паломарской обсерватории, получили спектрограммы высокого разрешения кометы Мркоса (1957 V). Ученые обнаружили в них запрещенные линии нейтрального кислорода, линии, которые ранее нашли в солнечной короне и в туманностях, что требует наличия крайне разреженной среды. В послевоенный период этот список постепенно пополнялся и другими свойствами комет. Расходы на астрономию начинали медленно восстанавливаться, особенно в Соединенных Штатах, хотя, как правило, астрономия Солнечной системы повсюду оставалась недооцененной и выглядела не столь впечатляюще в сравнении с теориями крупномасштабной Вселенной. Возрождение астрономии Солнечной системы наступило с открытием новых технических приемов. Обзаведясь инструментами, люди проявляли склонность найти им полезное применение. К изучению природы пылевых частиц прибавилось изучение их размеров – в большинстве случаев не более нескольких микрон. Эта последняя работа велась главным образом в инфракрасных длинах волн. Наблюдение комет в инфракрасном диапазоне провел Карл О. Лампланд в обсерватории Лоуэлла уже в 1927 г., но их потенциал не был использован вплоть до работы Эрика Беклина и Джеймса Уэстфала, начавшейся в 1965 г. Кроме того, с попыткой пронаблюдать комету Аренда-Ролана (1957 III) на длинах волн 21 сантиметр, 50 сантиметров и 11 метров начались наблюдения комет в радиодиапазоне. Первую документированную регистрацию радиоизлучения молекул в комете (метил-цианид, CH3CN) осуществили Бобби Л. Юлих и Эдуард К. Конклин в Грин-Бэнке, Западная Виргиния, в декабре 1973 г.; за ней быстро последовали другие. Астрономия Солнечной системы вернулась к жизни, и все более очевидным становилось то, что она затрагивает в том числе космологические вопросы.

Исследование физического строения комет также вступило в новую фазу в послевоенный период. В течение многих лет кометные ядра рассматривались как скопления мелких частиц, движущихся совместно в одном направлении. Так же думал Реймонд А. Литтлтон, когда предлагал свою модель «песчаной банки». Литтлтон и Фред Хойл познакомились в Кембридже в 1931 г. и после этого написали серию статей на эту и другие темы, оказавших заметное влияние. Некоторые из них касались внутреннего строения звезд, а другие – гравитационной аккреции межзвездного вещества звездами, что являлось пионерскими исследованиями в области взаимодействия между звездами и межзвездной средой. Начиная с 1949 г. они стали использовать опыт, который приобрели в ходе этих ранних исследований, для объяснения кометной аккреции. Теория песчаной банки была основана на идее, что Солнце, проходя сквозь облако газа и пыли, увлекает за собой обе эти фракции гравитационным притяжением. Потоки газа и пыли, как они полагали, могли в итоге слиться воедино, смешаться и сформировать кометное ядро.

Эта теория породила горячие споры, поскольку указывалось на все большее и большее количество ее недостатков. Одна из ее серьезных ошибок заключалась в том, что теория не предлагала никакого источника колоссальной утечки газа в космическое пространство, необходимого для этого процесса. В течение одного-двух лет она утратила популярность, уступив место более правдоподобному взгляду на природу кометного вещества и образования комет – «теорию грязного снежка». Одной из подсказок, приведших к такому выводу, было существование радикала OH в головах комет и положительного иона OH+ в их хвостах. Свингс и другие предположили, что радикал OH мог образоваться из воды, исходной молекулы, имеющей очень слабый спектр. Дополнительным аргументом казалось возможное присутствие в них столь же устойчивых (но также все еще не зарегистрированных) молекул метана, аммиака и двуокиси углерода. На этом этапе, в конце 1940‐х гг., Фред Уиппл из Смитсоновской астрофизической обсерватории и Гарварда сформулировал теорию кометных ядер, представляющих собой массивные ледяные глыбы с вкраплениями пыли и метеоритных частиц. Находясь в состоянии спячки на больших расстояниях от Солнца, они теряют молекулы в результате испарения, находясь в непосредственной близости от него, со скоростью порядка 300 метров в секунду – достаточной для того, чтобы унести с собой зерна твердых пород. Газ, частицы твердого вещества, а также теория объясняли долговечность комет, способных оставаться активными в течение сотен оборотов вокруг Солнца – эти достоинства были очень впечатляющими, но возможно ли доказать эту теорию?

Одним из подходов к доказательству стала проверка некоторых следствий из базовой идеи. Одно из таких следствий: солнечный свет, падающий на ледяное ядро, будет действовать активнее на стороне, ближайшей к Солнцу, и поэтому он порождает эффект реактивной струи, отталкивая комету от Солнца. Однако если комета вращается, направление будет другим. Точно так же как в случае Земли, комета будет проходить суточный цикл изменения температуры с самой высокой температурой спустя час или около того после полудня. Если комета вращается в том же направлении, как и Земля, реактивная сила будет направлена под углом к линии, соединяющей ее с Солнцем, и будет подталкивать ее вперед по орбите, увеличивая период ее обращения вокруг Солнца. Уиппл исследовал комету Энке, вращающуюся обратным движением и, как известно, обладающую уменьшающимся орбитальным периодом. Это теория могла объяснить, и когда в модель подставили численные данные, получившиеся результаты оказались даже еще более воодушевляющими. Вскоре выяснилось, что теория хорошо согласуется с известными движениями других комет, и была сделана одна весьма удивительная находка: количество комет, вращающихся прямым и обратным движением, оказалось примерно равным друг другу. Теория могла объяснить потоки метеоров как продукты распада больших фрагментов исходного тела; она могла объяснить и приливные силы, испытываемые кометами, когда они находятся близко к Солнцу – силы, которые способны расколоть комету на несколько частей. (Например, близко подходящая к Солнцу комета 1882 II состоит из четырех частей.)