Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

оказались незаменимым средством для масштабного обследования неба, что привело к доказательству существования у Галактики спиральных рукавов. Наиболее известным из телескопов его системы является, пожалуй, установленный на горе Паломар, его изображение представлено в главе 15 на ил. 212.

В 1931 г. Бааде принял приглашение стать сотрудником обсерватории Маунт-Вилсон. Во время Второй мировой войны он использовал 100-дюймовый телескоп для исследования М31 и ее спутников – галактик М32 и NGC 205. Как мы покажем далее, эти исследования привели его к открытию: различные части галактик являются местом обитания звезд определенных «населений». Но с ретроспективной точки зрения можно сказать, что это открытие было отчасти предугадано Шепли и другими специалистами, настаивавшими на отличии звезд в рассеянных скоплениях от звезд в шаровых скоплениях. О существовании этих различий можно было заключить по несовпадению расположения звезд различных классов на диаграмме ГР, но уровень доверия к данным, характеризующим светимость звезд в шаровых скоплениях, был невелик, если принять во внимание огромные расстояния до них. В середине 1930‐х гг. Шепли обратился за помощью к Сесилии Пейн-Гапошкиной и другим специалистам, но вопрос оставался в целом не решенным до тех пор, пока Бааде не воспользовался тем обстоятельством, что небо над Лос-Анджелесом было затемнено из‐за военного времени. (Ему также удавалось блокировать естественное излучение атмосферы с помощью узкополосных красных фильтров.) Это позволило ему сфотографировать отдельные звезды во внутренних областях М31. Проще говоря, он открыл, что самые яркие звезды в этом месте оказались не голубыми, как в спиральных рукавах, а красными. Звезды в газовом и насыщенном пылью диске представлялись на диаграмме ГР так, как если бы они являлись звездами рассеянных скоплений, в то время как звезды галактического ядра были больше похожи на звезды шаровых скоплений. В статье, анонсировавшей открытие, этим типам звезд Бааде присвоил название звезд I и II типов соответственно. Строго говоря, догадка о существовании указанных типов высказывалась еще до открытий Шепли (хотя и без какого бы то ни было анализа их внутренних характеристик) в идее Каптейна о существовании в нашей Галактике двух «звездных потоков» – тех самых типов, которые, в свою очередь, стали предметом исследований Оорта. По Бааде, к типу I относились звезды классов O и B – голубые, с высокой светимостью, в то время как самыми яркими звездами II типа оказались красные звезды, обнаруживаемые и в шаровых скоплениях. Бааде, насколько это было возможно, не проявлял симпатий ни к одной из партий, участвовавших в то время в дебатах по поводу звездной эволюции, и не высказывал никакого сочувствия моделям, конкурировавшим с описанной выше, хотя и понимал, что выявленные им населения каким-то образом меняют обстоятельства дискуссии. Как стало ясно со временем, идентифицированное им различие – это различие между молодыми и старыми звездами.

Позднее населениям Бааде было найдено важное применение в галактической астрономии. В июне 1950 г., по случаю открытия телескопа Шмидта в Мичигане, Бааде выразил уверенность, что наша Галактика – это спиральная галактика, относящаяся к типу Sb (по классификации Хаббла), поскольку ее ядро похоже на ядро галактики М31, также относящейся к этому типу. Звезды I типа могут служить маркерами спиралей, и, если известны расстояния до них, нам останется только расположить их в трех измерениях, для чего нужно знать их абсолютные звездные величины. Уильям У. Морган из Йеркса и Джейсон Дж. Нассау из обсерватории Уорнер и Суэйзи занимались в то время изучением именно этой проблемы и спустя короткое время объявили о том, что, судя по 49 оценкам расстояний более чем 900 исследованных ими звезд указанных типов, наше Солнце находится на внешней границе спирального рукава Галактики. Кроме того, появился еще один ключ к решению этой задачи, поскольку к тому времени уже было известно, что звезды классов O и B каким-то образом связаны с обширными областями ионизированного водорода (H II). К концу 1951 г. Морган и Нассау, а также Стюарт Шарплесс и Дональд Остерброк использовали облака H II в качестве ориентира для вычерчивания двух спиральных рукавов, один из которых проходил через Солнце, а второй – по противоположную сторону от галактического центра. Вычерчивание второго рукава стало замечательным достижением. Как бы то ни было, проблема, в течение столь долгого времени осаждаемая с помощью технических приемов, связанных с подсчетом звезд, наконец-то сдалась благодаря применению совсем других методик.

И как раз вовремя. В том же самом 1951 г. году удалось обнаружить радиоизлучение нейтрального водорода, и очень скоро оно стало дополнительным подтверждением данных, полученных путем наблюдения видимого излучения ионизированного водорода. Это открытие было совершено почти независимо друг от друга в трех странах – Соединенных Штатах, Нидерландах и Австралии. Вся Галактика тотчас же стала доступной для наблюдения. Оорт, Бок и их многочисленные коллеги и студенты без промедления взялись за изучение строения Галактики, наполненной этими радиоисточниками, и буквально в течение одного года удалось устранить все сомнения по поводу спиральной структуры Галактики. К этому времени Оорт уже длительное время работал в Лейденском университете, и, конечно же, ему требовалась дополнительная информация об участках Млечного Пути, видимых только на небе Южного полушария. Как известно, одни из наиболее ранних радиоисследований были проведены астрономами Сиднея (Австралия).

Происхождение спиральной структуры Галактики не имело удовлетворительного объяснения вплоть до 1960‐х гг., когда Линь и Шу разработали теорию волн плотности. Одно из огромных преимуществ радиоизмерений состояло в том, что интенсивность излучения нейтрального газа служила мерой концентрации газа, а значит и гравитационного поля. К сожалению, во всем этом недоставало важных отсутствующих ингредиентов, а именно – молекул, пыли и газа, которые служат исходным материалом для формирования звезд. Радиоизлучение этого межзвездного вещества было зарегистрировано лишь спустя десятилетия.

Начиная с 1970‐х гг. стало возможно более подробно изучать вращение галактик, в частности с помощью радиоизлучения (на волне 21 сантиметр) нейтрального водорода, идущего от относительно близких галактик. В 1970 г., использовав данные о вращении двух галактик-спутников NGC 300 и М33, К. К. Фриман вывел из измерения их вращений, что они должны содержать большое количество темной материи, масса которой должна равняться по меньшей мере массе нашей Галактики, и что ее распределение должно сильно отличаться от распределения видимого вещества в этих галактиках. Измерения были проведены с помощью одиночной параболической антенны. Когда стали доступны данные, полученные с помощью многоантенных радиоинтерферометров апертурного синтеза (сначала в долине Оуэнс, но особенно в Вестерборке, недалеко от Гронингена, в Нидерландах), выяснилось, что общая масса галактик примерно пропорциональна их радиусам. Этот результат оказался не тем, который можно было ожидать от простых сферических или эллиптических моделей, в том числе и нашей Галактики. Из особенностей наблюденного вращения были получены невидимые массивные гало. Ожидалось, что наиболее удаленные от центра газовые облака, обнаруженные по их характерному излучению, должны двигаться гораздо медленнее, находясь на расстоянии оптически видимых границ галактик. Тот факт, что их наблюдаемые скорости лишь ненамного отличались от скоростей внутренних газовых облаков, явился явным подтверждением существования массивного невидимого гало. По всей видимости, более совершенное научное знание характера вращения других галактик стало самым надежным способом количественной оценки находящейся в них темной материи; и существенные технические усовершенствования таких радиотелескопов, как Вестерборкский, произведенные в начале 1980‐х гг., значительно содействовали этому направлению исследований.

Темная материя проявляет себя не только в ближайшем галактическом окружении. Еще в 1930‐х гг., задолго до того как были сделаны упомянутые здесь радионаблюдения, Фритц Цвикки обратил внимание на большие беспорядочные движения галактик в скоплениях, и единственным возможным объяснением того, почему эти скопления до сих пор не распались, является действие каких-то неизвестных гравитационных сил. В 1990‐х гг., с началом работы