Галактика Андромеды - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Галактика Андромеды

Вопрос о Новых приобрел значение для проблемы туманности Андромеды в 1885 г., когда в центральной части туманности вспыхнула такая звезда. Впервые в туманности Андромеды наблюдалась звезда.
Это можно было объяснить двумя способами. Звезда могла находиться между туманностью Андромеды и нами и казалась расположенной в туманности только потому, что оба объекта и Земля лежали на одной прямой. В таком случае между звездой и туманностью не существовало бы никакой реальной связи. Но имелась и другая возможность туманность Андромеды состоит из звезд, слишком слабых, чтобы их можно было различить, а теперь одна из них вспыхнула, как Новая, и стала видима в телескоп.
Если верным было второе предположение, то это позволило бы оценить расстояние до туманности Андромеды, исходя из предположения, что светимость всех Новых в максимуме примерно одинакова. Тогда различие в их видимой яркости объяснялось бы исключительно разницей в расстоянии, и достаточно было бы найти расстояние до одной Новой, чтобы затем вычислить его для всех остальных. Такая возможность представилась в 1901 г., когда Новая вспыхнула в созвездии Персея. Это была необычно близкая Новая — расстояние до нее, оцененное по ее параллаксу, равнялось примерно 100 световым годам.
Появившаяся в туманности Андромеды Новая, которую теперь называют S Андромеды, в максимуме достигла только 7-й величины (так что если бы не телескоп, она осталась бы незамеченной), а Новая Персея достигла величины 0,2 Если обе Новых действительно имели в максимуме одинаковую светимость, то S Андромеды, судя по ее видимой яркости, должна была находиться в 16 раз дальше. И в 1911 г. было решено, что расстояние до S Андромеды составляет 1600 световых лет.
Если S Андромеды действительно принадлежала к туманности Андромеды, то и туманность должна была находиться от нас на расстоянии в 1600 световых лет. Если же S Андромеды просто лежала на одной линии с туманностью, это означало, что туманность находится от нас еще дальше. В любом случае она оказывалась по меньшей мере в 80 раз дальше, чем это было вычислено по ее видимому параллаксу в 1907 г. А если она находилась от нас на расстоянии в 1600 световых лет, то, судя по ее видимым в телескоп размерам, она должна была быть очень большой. Вряд ли она могла быть всего лишь планетной системой в процессе образования, как предполагал Лаплас. Но и мнение Канта тоже еще нельзя было принять. Даже и на расстоянии в 1600 световых лет туманность Андромеды оставалась частью Галактики
Однако во всех этих рассуждениях предполагалось, что S Андромеды и Новая Персея имели в максимуме одинаковую светимость. А что, если это предположение было неверно? Что, если светимость S Андромеды значительно превосходила светимость Новой Персея? Или, наоборот, значительно ей уступала? Как можно было это установить?

Американский астроном Хабер Доуст Кертис (1872— 1942) решил, что ответить на этот вопрос можно, только отыскав в туманности Андромеды другие Новые Изучение многих явлений могло объяснить то, чего нельзя было понять, изучая изолированное явление. Поэтому он нашел и исследовал целый ряд Новых в туманности Андромеды, что позволило ему сделать два вывода.
Во-первых, число Новых, обнаруженных в этой туманности, было столь велико, что предположение, будто они с ней не связаны, отпадало само собой. Нелепо было бы считать, что все эти новые звезды совершенно случайно вспыхнули точно на одной линии между нами и этой туманностью. Подобная случайная концентрация Новых была абсолютно невероятной. А из этого в свою очередь следовало, что туманность Андромеды — не просто облако пыли и газа, пассивно отражающее свет звезд. Она, несомненно, сама состояла из множества звезд — из огромного множества, судя по тому, как много среди них находилось Новых (весьма редких звезд). А поскольку разглядеть эти звезды не удавалось даже в самый сильный телескоп, приходилось предполагать, что туманность находится от нас чрезвычайно далеко. Во-вторых, все Новые, наблюдавшиеся в туманности Андромеды с 1885 г. были гораздо слабее S Андромеды. Поэтому Кертис в 1918 г. указал, что сравнивать с Новой Персея следует именно эти Новые, a S Андромеды была исключительной, необычно яркой Новой.
Если же светимость обыкновенных Новых в туманности Андромеды была равна светимости Новой Персея, то столь большая разница в их видимой яркости могла бы объясняться только гигантским расстоянием — по меньшей мере в сотни тысяч световых лет Такое расстояние объяснило бы также, почему в этой туманности не удается различить отдельные звезды: они для этого слишком слабы, если только не вспыхивают как Новые. Но если туманность Андромеды действительно находится на таком расстоянии от нас, она лежит уже далеко за пределами Галактики и, судя по ее видимым размерам, должна представлять собой гигантское скопление колоссального множества звезд Это действительно островная вселенная того типа, о котором когда-то писал Кант. Выводы Кертиса были приняты далеко не всеми астрономами, и даже Шепни не согласился с ним.
Но тут выступил американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл (1889—1953). Ему было ясно, что ссылка на Новые ничего не доказывает, поскольку о самих Новых известно слишком мало. Если же туманность Андромеды действительно была вселенной-островом, то в этом случае новый телескоп — более мощный, чем те, которыми располагали астрономы XIX в,—возможно, разрешил бы вопрос, позволив обнаружить в этой туманности отдельные звезды. Обычные звезды, гораздо менее таинственные, чем Новые, могли бы дать материал для более надежных выводов об этой туманности.
В 1917 г на обсерватории Маунт-Вилсон, к северо-востоку от Пасадены, был установлен новый телескоп Его зеркало имело невиданный диаметр в 100 дюймов (2,5 м) —это был тогда самый мощный телескоп в мире (он оставался самым мощным очень долго).
Хаббл навел этот телескоп на туманность Андромеды и сумел различить отдельные звезды по ее краям. Вопрос был решен: туманность Андромеды состояла из звезд, а не из газа и пыли.
К концу 1923 г. Хабблу удалось обнаружить в туманности Андромеды переменную звезду, обладавшую всеми свойствами цефеиды. Вскоре он открыл там и другие цефеиды.
Именно это ему и требовалось. К этому времени Шейли уже разработал метод определения расстояний по цефеидам, и периоды цефеид Андромеды давали Хабблу возможность сразу узнать их реальную светимость, разумеется, если цефеиды туманности Андромеды подчинялись тем же законам, что и цефеиды Галактики и Магеллановых Облаков.
Определив же светимость цефеид в туманности Андромеды, можно было по их видимой яркости вычислить расстояние до них, а тем самым и до туманности Хаббл высчитал, что это расстояние равно приблизительно 800 000 световых лет.
Таким образом, к середине 20-х годов нашего века вопрос этот был разрешен окончательно и с тех пор сомнений не вызывал. Туманность Андромеды не входит в Галактику и лежит далеко за ее пределами Это огромное независимое скопление звезд, подлинная островная вселенная. Кант был прав, а Лаплас ошибался.
Поэтому Хаббл отнес туманность Андромеды к классу внегалактических туманностей в отличие от обычных галактических туманностей, вроде туманности в созвездии Ориона. Однако Шепли, уже принявший эту новую точку зрения, счел такое наименование неправильным. Он полагал, что даже терминологически туманность Андромеды не следует приравнивать к туманности Ориона. Ее можно было сопоставить только с самой Галактикой. Туманность Андромеды была такой же самостоятельной галактикой, и Шепли предложил называть все подобные объекты галактиками.
Поэтому теперь мы говорим о галактике Андромеды. Нашу собственную галактику мы отличаем от остальных либо тем, что пишем это слово с заглавной буквы, как я делал в этих главах — «Галактика», либо называем ее «Млечный Путь»

 
< Пред.   След. >