Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

не симметрично, а сконцентрированы в одной половине неба и движутся примерно в одном и том же направлении. Звезды, перемещавшиеся под прямым углом к направлению самых больших собственных движений, имели лишь незначительные собственные движения. Он интерпретировал данный факт как признак вращения Галактики. Совершенно независимо от этого открытия, изучая движения звезд спектроскопически с помощью эффекта Доплера, Бенджамин Босс, Уолтер Адамс и Арнольд Кольшюттер обнаружили в распределении звезд, обладающих высокими скоростями, аналогичную асимметрию. В 1914 г. они объявили о том, что, согласно их данным, три четверти обнаруженных ими подобных звезд, по всей видимости, движутся в направлении Солнца. (В то же время они обратили внимание на важное, но едва заметное различие в спектрах звезд главной последовательности и звезд из ветви красных гигантов, принадлежащих тому же спектральному классу, основанное на относительной яркости некоторых пар спектральных линий. Это стало важным инструментом размещения звезд на диаграмме ГР.)

Адамс продолжил изучение звездных скоростей, тем же самым занимался Ян Хендрик Оорт, который учился в Гронингене у Каптейна. Работая после смерти Каптейна с Ван Райном, он в 1926 г. завершил докторскую диссертацию на эту тему. Однако в 1922 г. Оорт опубликовал промежуточное исследование, показавшее, что Солнце сближается с высокоскоростными звездами в одной половине неба, точнее в пределах между 310° и 162° галактической долготы, и отдаляется от звезд, лежащих в другой половине неба. Оорт обнаружил еще одну особенность: звезды с лучевыми скоростями, не превышающими 62 километра в секунду, распределялись случайным образом, в то время как звезды с более высокими скоростями демонстрировали очевидную асимметрию. Он попытался проанализировать проблему с помощью гравитации и ошибочно допустил, что высокоскоростные звезды попадают в Галактику извне. Согласно его предположению, 62 километра в секунду – та предельная скорость, после обретения которой звезда имеет возможность вырваться из гравитационного поля системы. Ему удалось вывести из этого значения среднюю массу звезд, оказавшуюся равной 0,65 солнечной массы. Однако это сложно сочеталось с динамическим равновесием звезд внутри системы, требовавшим по меньшей мере восьмикратного увеличения этого параметра.

227

Какой бы невзрачной ни казалась сегодня эта фотография, можно быть уверенным, что в марте 1934 г., когда был получен этот негатив с помощью 100-дюймового телескопа, он стал наиболее зрелищным фотоснимком глубокого космоса. Причина этого (хотя она и не очевидна на приведенном рисунке) заключалась в том, что он демонстрировал значительное превышение числа туманностей над числом разрешимых звезд. Этот негатив был получен на специальной эмульсии, обладающей чрезвычайно высокой чувствительностью, разработанной компанией «Истмен Кодак», и экспонировался в течение 200 минут.

Общая картина, выведенная Оортом из скоростей, была такова, что высокоскоростные звезды движутся вокруг центра главной системы; то же самое касалось шаровых скоплений. По его мнению, Солнце было членом локальной системы – облака звезд – движущегося примерно таким же образом, но немного быстрее. При всем при этом Оорт допускал правомерность модели Галактики Каптейна. Когда он изучил лучевые скорости шаровых скоплений, то обнаружил, что они не только отдают предпочтение определенной части неба, но также обладают своей собственной асимметрией скоростей. Галактика, структурированная в соответствии с моделью Каптейна, была не в состоянии удержать их своей гравитацией, и все же, судя по их симметричному расположению относительно ее плоскости, они отчетливо демонстрировали свою принадлежность к Галактике. Может статься, что объяснение, принятое Оортом, согласно которому Галактика обладает гораздо большей массой – по меньшей мере в 200 раз большей, чем масса содержащейся в ней видимой материи (то есть главным образом видимых звезд), – станет предметом и нашей веры. Это положило начало новой интересной и сложной, но жизненно важной части астрономии – исследованию темной материи.

228

В ходе обширной программы выборочного исследования туманностей (галактик) с помощью 60-дюймового и 100-дюймового телескопов Хаббл с коллегами сумели показать последствия поглощения света в нашей собственной Галактике – Млечном Пути. Такая карта (1934), демонстрирующая центральную «зону избегания», помогала тем, кто хотел внести поправку за поглощение света, что было необходимым шагом на пути к получению общей картины распределения вещества во Вселенной.

Согласно предварительному разъяснению Оорта, невидимая материя заслонена веществом в галактической плоскости. (Примерно в это же время Хаббл приступил к исследованию галактического поглощения света. Ил. 227 демонстрирует образец того, чего можно было достигнуть в то время с помощью 100-дюймового телескопа, а ил. 228 иллюстрирует работу Хаббла по поглощению.) К 1932 г. Оорт настаивал, что, используя динамические доводы, можно логически прийти к выводу о существовании масс, в два или три раза превышающих видимую массу. К тому времени астрономы уже достаточно свыклись с мыслью, что в космическом пространстве существуют облака ионизированных атомов. В 1904 г., изучая спектр δ Ориона, Иоганн Франц Гартман открыл спектральные линии ионизированного кальция, а к 1920‐м гг. удалось отождествить линии ионизированного натрия и титана. Однако предваряя гораздо более поздние достижения, следует добавить, что «недостающая масса» состоит не только из пыли и мелких частиц, но и включает в себя звезды очень малой массы с очень малой светимостью, входящие в состав гало Галактики. Подобные звезды могут быть черными дырами или выгоревшими карликовыми звездами, относящимися к типу, о котором мы еще упомянем в надлежащее время.

Мы уже сталкивались с ранними доводами (например, Мичелла и Лапласа) относительно того, что возможны ситуации, когда свету не удастся покинуть массивное тело. Другими словами, эти тела будут невидимы, и единственный способ их зарегистрировать – это учет гравитационного воздействия, оказываемого ими на близлежащие видимые тела. «Темная материя», которая может быть невидимой по самым разным причинам, приобретала все большее значение на протяжении всего XX в. Прекрасная коллекция Э. Э. Барнарда фотографий звездных облаков Млечного Пути, на которых можно было часто видеть темные области, служила общим доказательством возможности такого допущения. Однако первое по-настоящему глубокое теоретическое исследование проблемы межзвездной среды было предпринято Эддингтоном в ответ на важные спектрографические исследования линий кальция, проведенные канадским астрономом Джоном Стэнли Пласкеттом, директором Доминьонской астрофизической обсерватории в Виктории (Британская Колумбия). Основываясь на смещении линий, Пласкетт пришел к выводу, что облака кальция движутся не как единое целое вместе со звездами, свет которых позволял ему наблюдать и тот и другой тип объектов. Согласившись с этим выводом, Эддингтон решил пойти дальше и предположил, что вся Галактика погружена в сплошное, покоящееся относительно нее облако. Он рассчитал плотность энергии звездного света в пространстве и нашел температуру газа, оказавшуюся достаточно высокой для его двукратной ионизации. Это исследование Эддингтона, выполненное около 1926 г., содействовало усилению наблюдательной работы, в том числе Отто Струве из Йорка, который вскоре стал на защиту Пласкетта в вопросе о том, образует ли кальций дискретные облака или заполняет все пространство. На протяжении нескольких следующих лет, по мере того как Струве продолжал разработку этой темы, он снял с обсуждения свои доводы, а после появления уже упоминавшейся работы Трюмплера из Ликской обсерватории по шаровым скоплениям, вопрос решился в пользу Эддингтона. (Выводы Трюмплера опубликованы в 1930 г.)

Как мы уже видели, спектроскопический метод был не единственным подходом к решению этой проблемы. Еще до Оорта Каптейн рассмотрел наблюдаемое соотношение масса-светимость внутри Галактики в окрестностях Солнца и сравнил его с расчетным значением при условии, что Галактика находится в равновесии. Масса темной материи, пришел он к выводу, не должна быть очень большой. Теперь работа Оорта, где также использовались динамические доводы, развенчала это предположение.

Нужна была новая модель Галактики, которая учитывала бы ее форму,