Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

индикаторами расстояний во Вселенной в целом при условии калибровки зависимости период-светимость Ливитт, а значит, требуется получить зависимость абсолютной светимости от продолжительности цикла колебаний блеска. Эта идея оказалась весьма многообещающей, но, к сожалению, не было известно ни одной цефеиды в достаточной близости от Солнца, чтобы измерить расстояние до нее тригонометрическими методами, то есть с помощью годичного параллакса. Однако Герцшпрунг сумел воспользоваться собственными движениями звезд по методу «статистического параллакса» и, таким образом, произвести необходимую калибровку кривых Ливитт. Хотя впоследствии его калибровка подверглась множеству уточнений, этот метод открыл новую эпоху в измерении расстояний, поскольку сегодня представляется достаточным найти в удаленной туманности хотя бы одну цефеиду, чтобы с помощью относительно простых измерений периода ее блеска и видимой звездной величины, получить вполне достоверное расстояние. Пересмотр этой калибровочной кривой оказался необходим, поскольку Герцшпрунг допустил арифметическую ошибку, которая привела к занижению расстояний на целый порядок, но общий принцип был изложен верно (по меркам того времени расстояния оказались настолько велики, что его ошибка долгое время оставалась незамеченной, а в определенных кругах сохранялась еще в течение двадцати лет).

Почти в то же время, независимым образом, Г. Н. Рассел работал с абсолютными звездными величинами цефеид в Млечном Пути и нашел значения, близкие к значениям Герцшпрунга, но без учета результатов открытий Генриетты Ливитт. В то время Харлоу Шепли был молодым докторантом (на деле, первым докторантом Рассела). Они понимали, что цефеиды не могут быть (как это постоянно отстаивалось некоторыми специалистами) затменными двойными звездами. Как и Пламмер, Шепли предположил наличие у них пульсации. На данном этапе было понятно только то, что они очень большие и очень яркие. В 1914 г., после тура по Европе, нескольких месяцев, проведенных в Принстоне для завершения своей работы по затменным двойным, и женитьбе на Марте Бец, ставшей впоследствии крупным специалистом в указанной области, Харлоу Шепли переехал работать в обсерваторию Маунт-Вилсон. Там он начал изучать переменные звезды в скоплениях, насчитывающих тысячи звезд и имеющих ярко выраженную сферическую форму, дав им название «шаровые скопления». (Многие шаровые скопления хорошо различимы в бинокль. В нашей Галактике насчитывается порядка сотни таких скоплений, но к тому времени их статус был еще неясен.) Работая с 60-дюймовым рефлектором обсерватории Маунт-Вилсон, Шепли нашел среди прочих переменных несколько цефеид, и они по всем признакам подчинялись закону Ливитт. Их видимые звездные величины отличались при переходе от одного скопления к другому, но это было лишь следствием вполне ожидаемой разницы в расстояниях до скоплений. На деле, в этом своем исследовании он обнаружил средство определения относительных расстояний до скоплений, даже без калибровки графика Ливитт. В 1918 г. он произвел калибровку тем же способом, как и Герцшпрунг, и опубликовал сообщение, что типичные шаровые скопления находятся на расстояниях порядка 50 000 световых лет. Однако он обнаружил их несимметричное расположение и пришел к выводу, что центр системы шаровых скоплений, по всей видимости, совпадает с центром системы звезд Млечного Пути, расположенным от нас на расстоянии в несколько десятков тысяч световых лет.

Этот вывод, отодвигавший Солнце на край системы, очень не понравился многим астрономам по самым разным причинам. Не потому, что многие из них надеялись на расположение Солнца в центре событий, а поскольку им казалось, будто эти расстояния расходятся с существующими представлениями, завоеванными таким тяжелым трудом. В серии работ, публиковавшихся в течение двух десятилетий, начиная с 1884 г., Хуго фон Зелигер разработал большое количество новых положений звездной статистики, произведя учет звезд различной видимой звездной величины в разных областях неба, из чего он получил модель плоского диска Млечного Пути. В целом его форма не сильно отличалась от модели, полученной Гершелем, в которой Солнце располагалось недалеко от центра. Как уже отмечалось, в 1901 г. Каптейн использовал полученную им статистику собственных движений, чтобы снабдить работу Зелигера шкалой расстояний, согласно которой диаметр системы составлял около 10 килопарсеков, а толщина – около 2 килопарсеков. (Один килопарсек равен примерно 3262 световым годам.) Каптейн понимал, что один неучтенный числовой параметр – межзвездное поглощение – может серьезным образом повлиять на его данные, и предпринял многочисленные попытки измерить величину этого поглощения, но не сильно преуспел в этом. К 1918 г., работая в Гронингене со своим помощником Питером Йоханнесом Ван Райном, он заключил из отсутствия заметного покраснения звездного света, что этот эффект не должен оказывать существенного влияния, поэтому его базовая модель является вполне приемлемым отображением Млечного Пути.

Модель, которая была широко распространена среди многих его знакомых, не публиковалась в подробностях вплоть до 1922 г., года смерти Каптейна. В целом его модель имела форму эллипсоида, напоминающего скорее сплющенную сферу, чем регбийный мяч, с отношением осей 5 к 1 и наибольшим диаметром около 16 килопарсеков. Обладая статистическими представлениями о расстояниях до звезд, он мог оценить снижение плотности звезд с ростом расстояния. Солнце, как он считал, находится на расстоянии примерно 0,65 килопарсека от центра и вне центральной плоскости, но для удобства часто говорил, что Солнце располагается почти в центре. На расстоянии 8 килопарсеков от центра, считал он, количество звезд в выбранном объеме составляет лишь одну сотую от числа звезд в ближайшем окружении Солнца, а на расстоянии 4 килопарсека плотность звезд составляет примерно одну двадцатую от плотности вблизи Солнца. В широком смысле, оценки падения плотности звезд с расстоянием, сделанные им и Ван Райном, были достаточно верны, если считать их в направлении, далеко отстоящем от центральной плоскости Млечного Пути, но приводили к грубым ошибкам в центральной плоскости, где сосредоточена межзвездная материя.

То, что дела обстоят именно таким образом, было впервые убедительно показано уроженцем Швейцарии Робертом Джулиусом Трюмплером, изучавшим рассеянные скопления в Ликской обсерватории (Калифорния) в конце 1920‐х гг. Метод Трюмплера очень прост для объяснения. Он разделял свои скопления на небольшое число категорий по критерию, углубляться в который нет особой нужды. Исходя из предположения, что все скопления одной и той же категории обладают примерно одинаковыми физическими свойствами и размерами, можно оценить относительные расстояния до этих скоплений, причем двумя способами – основываясь на их блеске или на их видимых размерах. На практике, как оказалось, эти два метода приводят к двум довольно разным результатам, и он решил, что критерий блеска работает некорректно из‐за межзвездного поглощения. Говоря другими словами: если мы примем расстояние, исходя из критерия размеров, то блеск позволит определить степень поглощения в заданном направлении.

Всей своей работой по определению расстояний Каптейн показал превосходство собственных движений над видимыми звездными величинами как индикаторами расстояний, поскольку звездные величины зависят от собственных существенно различающихся свойств звезд. Собственные движения в значительной степени являются отражением движения Солнца в пространстве, и в целом предполагалось, что в среднем они больше ни от чего не зависят, следовательно, движения звезд носят случайный характер, как это наблюдается у газовых молекул. Однако, как обнаружил Каптейн, это предположение приводит к различным, не совместимым друг с другом выводам. На ранней стадии исследований ему казалось, что звезды принадлежат к двум различным группам, двум населениям, которые тесно переплетены между собой. Его открытие двух «звездных потоков» было анонсировано на конгрессе в Сент-Луисе (штат Миссури) в 1904 г. и вызвало большой переполох в астрономических кругах. Ведущий эксперт в области звездной статистики Карл Шварцшильд, не желая оставаться в стороне, разработал в 1907 г. модель, которая объясняла измеренные собственные движения, исходя из предположения о тщательно подобранном соотношении между