Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

ее внутренние движения и ее связь с шаровыми скоплениями, а возможно и со спиральными туманностями. После Истона многие другие специалисты высказывали спекулятивные соображения по поводу спиральной структуры Галактики, но они были весьма трудно доказуемы. Другой гронингенский астроном Барт Я. Бок, приехавший в обсерваторию Гарвардского колледжа, чтобы работать вместе с Шепли над докторской диссертацией, остался там до 1955 г. и применил к Галактике численные методы Каптейна, однако после многих попыток, предпринимаемых им в течение более чем десяти лет, так и не смог представить никаких убедительных доказательств, подтверждающих ее спиральность.

В 1926 г., после диссертации Оорта, стало ясно, что необходимо принимать в расчет вращение Галактики, но Бертиль Линдблад из Швеции заложил основы этого подхода еще раньше, используя математические методы звездной статистики, чем он начал заниматься примерно в 1922 г. Система Линдблада состояла из взаимопроникающих подсистем звезд, которые двигались по эллиптическим орбитам вокруг галактического центра, подобно планетам Солнечной системы, движущимся по законам Ньютона. В случае Галактики ситуация была, конечно же, гораздо сложнее. Напомним, что в модели Каптейна, например, она имела форму эллипсоида. С годами Линдблад стал ведущим авторитетом в области динамики систем со спиральными рукавами. Его теории сообщили ощутимый импульс шведской астрономии и направили многих специалистов в обсерватории Лунда, Упсалы и Стокгольма, где они целенаправленно разрабатывали эту отрасль знания. В более краткосрочной перспективе его работа понудила Оорта разработать новую модель дифференциального вращения Галактики и оценить расстояние до галактического центра и направление на него. Согласно его оценкам, сделанным в 1927 г., это расстояние равнялось примерно 6,3 килопарсека, что составляло только треть значения, полученного Шепли, хотя и было величиной того же порядка.

Другие специалисты занимались картографированием скоростей внутри Галактики. В начале XX в. два крупнейших телескопа Америки – один в Лике, второй в Йерксе – курировались соответственно Уильямом Уоллесом Кэмпбеллом и Эдвином Брантом Фростом, непревзойденными экспертами в области использования спектрографа для измерения лучевых скоростей звезд. Их жизненные пути шли до такой степени параллельным курсом, что оба в итоге ослепли – Кэмпбелл частично, а Фрост полностью. Еще более актуальными для решения проблемы Оорта, чем собранные ими материалы, оказались данные, полученные Пласкеттом – высококвалифицированным специалистом по измерению звездных скоростей с помощью спектрографа. Звезды классов O и B очень ярки по своей природе, а потому могут быть видны с огромных расстояний. К тому времени, когда Пласкетт услышал о работе Оорта, у него уже были обширные данные о звездах этих классов, которые он в течение долгого времени собирал вместе с Дж. А. Пирсом, особенно между типами O5 и B7. Таким образом, он мог сразу же проверить теорию Оорта, опирающуюся на относительно скудные данные. Согласие с параметрами Оорта оказалось на удивление близким.

Открытия Оорта, связанные с галактическим вращением и огромным количеством невидимой материи, привели к появлению существенно нового направления в разработке галактических моделей. В отношении темной материи прогресс шел медленными темпами. Мы уже упоминали об опасениях Каптейна. Согласно оценкам Джеймса Джинса, сделанным в 1922 г., на каждую яркую звезду Вселенной должно было приходиться три темных. Первое более или менее четкое исследование этого вопроса предпринял все тот же Оорт в 1932 г., когда он, исходя из динамических соображений, установил величину плотности вещества в пространстве. Согласно его оценкам, это значение, получившее название «предел Оорта», должно было равняться примерно одной солнечной массе на десять кубических парсеков. К 1965 г. он увеличил это оценочное значение на 50 процентов, а затем пришел к выводу, что на невидимые звезды и газ должно приходиться 40 процентов общей массы.

Фриц Цвикки, астроном швейцарского происхождения, родившийся в Болгарии, но впоследствии переехавший в Калифорнийский технологический институт, развивал подход, существенным образом отличавшийся от подхода Оорта. В 1933 г. Цвикки получил очень неожиданный результат. Взяв Солнце в качестве стандартной единицы измерения, он сравнил отношение масса-светимость в отдельно взятой галактике со значением, полученным для одного из скоплений галактик, – скопления в созвездии Волосы Вероники, содержащего более тысячи ярких галактик. Вторая величина, основанная на разбросе значений скоростей галактик, входящих в скопление, получилась в пятьдесят раз больше первой. Хотя анализ оказался грубым, стало понятно, что в космических масштабах несветящаяся материя имеет гораздо большее значение, чем было принято думать об этом ранее. В 1936 г. Синклер Смит повторил эту процедуру для членов обильного и относительно близкого скопления галактик в созвездии Дева и получил значение удельной массы на одну галактику в сто раз большее, чем это следовало из светимости, основанной на данных, известных для отдельных галактик. Цвикки полагал, что помимо межгалактического вещества в космосе должны присутствовать межгалактические звезды и даже темные карликовые галактики. Наконец-то было достигнуто общее согласие (за вычетом незначительных расхождений) в том, что на всем протяжении человеческой истории Вселенная вела себя как темная лошадка.

После Второй мировой войны были получены данные, свидетельствующие о возможном достижении значений отношения масса-светимость в некоторых системах порядка 1000 и о том, что даже отдельные галактики могут содержать гораздо больше темной материи, чем это обычно предполагалось. Как мы увидим далее, теория стационарной Вселенной того времени предполагала постоянное воспроизводство темной материи в процессе расширения Вселенной, из которой впоследствии возникают звезды. Таким образом, весь этот вопрос приобрел в определенных кругах чрезвычайную актуальность. Тем не менее, вынося эту тему на отдельное обсуждение, необходимо сказать, что в 1950‐х и 1960‐х гг. многие астрономы решительно возражали против идеи об очень большой важности темной материи для Вселенной в целом. Например, в 1960‐х гг. астрономы, изучавшие природу скоплений галактик, разделились на две группы; представители одной группы утверждали, что галактики в скоплениях связаны друг с другом темной материей, а представители другой допускали противоположное: скопления – это относительно кратковременные образования, расширяющиеся в результате какого-либо взрыва, специфичного для каждого из них. В этом вопросе так и не было достигнуто единодушия, но, похоже, удалось прийти к консенсусу относительно медленного роста отношения масса-светимость с увеличением размеров рассматриваемой системы, и нет никаких сомнений в том, что гипотеза темной материи воцарилась надолго.

Но вернемся к форме нашей Галактики, как ее представляли два десятилетия спустя после 1930 г.: когда удалось добиться некоторого успеха в решении данной проблемы. Это рассматривалось как следствие более внимательного изучения спиральных галактик, таких как М31 и других, расположенных неподалеку. Решающие данные в этой работе представил Вальтер Бааде. Мы уже сталкивались со многими поразительными результатами, полученными Бааде, но некоторые заслуживают того, чтобы напомнить о них здесь в краткой форме. Родившись в Вестфалии (Германия), он набрался опыта в Бергедорфской обсерватории Гамбургского университета. Встреча с Шепли в 1920 г. привела его к исследованиям шаровых скоплений, для чего его телескоп был едва ли пригоден, но в 1926–1927 гг. он сумел обогатить свой опыт, посетив большие калифорнийские телескопы в качестве стипендиата фонда Рокфеллера. После возвращения в Бергедорф он близко сошелся с изготовителем телескопов Бернхардом Вольдемаром Шмидтом, эксцентричным эстонским гением, чьи лучшие идеи, по слухам, приходили к нему в состоянии предельной алкогольной интоксикации. Их дружба еще более окрепла после морского путешествия на Филиппины, куда они направились для наблюдения полного солнечного затмения, и в итоге Шмидт сконструировал новую оптическую систему, имевшую огромное значение для астрономии.

В ней применялась тонкая коррекционная пластина, которая располагалась в верхней части телескопа-рефлектора, что делало возможным получение большого относительного отверстия (большой светосилы и, соответственно, более коротких фотографических экспозиций). Шмидт любил подчеркивать, что он изготовил свой телескоп «одной левой» – в действительности, он лишился руки, будучи ребенком. В конечном счете телескопы Шмидта