Туманность 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



Туманность Андромеды

В течение 2000 лет размеры той Вселенной, которую представлял себе человек, чрезвычайно увеличились. Давайте коротко повторим, как это происходило.
К 150 г. до н. э. были точно определены размеры системы Земля — Луна. Было установлено, что диаметр лунной орбиты составляет 800 000 км, и предполагалось, что диаметры планетных орбит достигают нескольких миллионов километров.
К 1800 г. н. э были определены размеры солнечной системы Оказалось, что ее диаметр измеряется не какими-нибудь миллионами, а миллиардами километров. Расстояния до звезд были еще неизвестны, но можно было предполагать, что они не меньше нескольких триллионов километров (т. е. должны измеряться световыми годами).
К 1850 г. было установлено, что расстояние до ближайших звезд составляет не просто триллионы, но десятки и сотни триллионов километров. Диаметр Галактики оставался еще неизвестным, но существовали предположения, что он будет измеряться тысячами световых лет
К 1920 г. было установлено, что диаметр Галактики составляет не просто тысячи световых лет, но многие десятки тысяч световых лет.
На каждом новом этапе оказывалось, что размеры изучаемой области Вселенной намного превосходят самые смелые предположения прошлого. Далее, на каждом из этих этапов развития наших знаний существовала консервативная точка зрения, что объект, над определением размеров которого работают ученые, представляет собой всю или почти всю Вселенную, и до 1920 г. эта точка зрения неизменно оказывалась неправильной.
Система Земля-Луна оказалась ничтожной по сравнению с солнечной системой. Солнечная система в свою очередь оказалась ничтожной, когда были определены расстояния до ближайших звезд. А вся система ближайших звезд оказалась ничтожной по сравнению с Галактикой в целом.
Будет ли этот процесс продолжаться? Или Галактика с ее спутниками — Магеллановыми Облаками — наконец-то  окажется   всем   миром?   Добрались  ли   все-таки астрономы до предела Вселенной?
Даже в 1920 г. еще казалось, что наконец-то восторжествует консервативная точка зрения. Представлялось вполне вероятным, что Галактика и Магеллановы Облака содержат всю имеющуюся во Вселенной материю, а за ними уже лежит ничто.
На сей раз консервативная точка зрения опиралась на веские теоретические аргументы. Вспомните, что парадокс Ольберса как будто доказывал существование конечной Вселенной, и тот факт, что звезды, по-видимому, слагались в конечную линзоподобную Галактику, также подтверждал это предположение Если бы оказалось, что за пределами Галактики и ее спутников находятся многочисленные гигантские объекты, парадокс Ольберса поставил бы перед астрономами неразрешимую дилемму.
И все же астрономов не могло вполне удовлетворить представление о конечной Вселенной с поперечником в 200 000 световых лет. Имелись некоторые основания предполагать, что за пределами Галактики, возможно, существуют многочисленные протяженные объекты, и опровергнуть эти предположения оказалось не так-то легко.
Особенно загадочным объектом было туманное светлое пятно в созвездии Андромеды — туманность Андромеды.
Туманность Андромеды видна невооруженным глазом как маленький объект 4-й звездной величины, напоминающий слабую, расплывчатую   звезду.   Некоторые   арабские астрономы наносили ее на свои звездные карты, но первым в новое время ее описал немецкий астроном Симон Мариус (1570—1624) в 1612 г. В XVIII в. Мессье включил ее в свой список «косматых» объектов, которые не были кометами. В его списке туманность Андромеды значилась под номером 31, и поэтому ее часто называют «М31».
Вначале не было никаких оснований предполагать, что туманность Андромеды заметно отличается от других туманностей, таких, например, как туманность Ориона. Туманность Андромеды казалась светящимся облаком— и только.
Некоторые астрономы XVIII в. даже нашли для подобных облаков подходящее место в системе всего сущего. А что если звезды развиваются из разреженных вращающихся газовых масс? Можно было бы предположить, что под действием собственного поля тяготения такие облака начинают сжиматься и сгущаться, отчего их вращение ускоряется. Вращаясь все быстрее и быстрее, они сплющиваются, становятся линзообразными и в конце концов сбрасывают с вздувающегося экватора кольцо газа. Позже, по мере ускорения вращения, отделяется второе кольцо, затем третье и т. д. Каждое такое кольцо стягивается в маленькое планетное тело; и наконец, то, что осталось от облака, сгущается в большую пылающую звезду, которая оказывается центром целой семьи планет.
Подобная теория объяснила бы тот факт, что все планеты солнечной системы располагаются почти в одной плоскости и что все они обращаются вокруг Солнца в одном направлении. Кроме того, у большинства планет имеются системы спутников, которые все обращаются вокруг планеты в одной плоскости и в одном направлении, словно и сами планеты в процессе сгущения их газовых колец сбрасывали собственные маленькие кольца.
Первым предложил такое объяснение происхождения солнечной системы в 1755 г. немецкий философ Иммануил Кант (1724—1804). Полвека спустя французский астроном Пьер-Симон Лаплас (1749—1825) опубликовал сходную теорию  (которую он разработал независимо) в качестве приложения к популярной книге по астрономии.
Интересно, что относительно туманности Андромеды Кант и Лаплас придерживались противоположных точек зрения, из-за которых между астрономами в течение полутора веков шла настоящая война.
Лаплас считал туманность Андромеды возможным примером планетной системы в процессе образования, и правда, строение ее таково, что кажется, будто она несомненно и быстро вращается. Можно почти увидеть (или убедить себя в том, что видишь) кольцо газа, которое вот-вот будет сброшено. Поэтому гипотеза Лапласа о способе образования планетных систем известна под названием небулярной гипотезы (от латинского слова nebula — туман).
Если Лаплас был прав и туманность Андромеды представляла собой массу газа, из которой вскоре должна была образоваться планетная система, она не могла обладать очень большой протяженностью и, судя по ее видимым в телескоп размерам, не могла быть и очень удалена от нас.
Небулярная гипотеза Лапласа была популярна среди астрономов на протяжении всего XIX в, и его мнение о природе туманности Андромеды разделялось в то время большинством. В 1907 г. было сообщено об определении параллакса туманности Андромеды, согласно которому получалось, что она находится от нас на расстоянии в 19 световых лет. Это, несомненно, представлялось решающим доказательством.
Но существовала и противоположная точка зрения, высказанная Кантом. Несмотря на то что он также был творцом небулярной гипотезы, он не поддался искушению считать туманность Андромеды зримым подтверждением своей теории. Вместо этого он выдвинул предположение, что туманность Андромеды и сходные с ней небесные объекты — возможно, гигантские скопления звезд и кажутся маленькими расплывчатыми пятнами только   потому,   что   находятся от нас на колоссальных расстояниях Он считал вероятным, что они могут представлять собой «островные вселенные», и каждая является, так сказать, самостоятельной галактикой.
Однако эта гипотеза Канта не подтверждалась никакими наблюдениями современных ему астрономов. Она почти не приобрела сторонников, и если ее вообще как-то рассматривали, то лишь как своего рода научную фантастику
Тем не менее предположение Канта продолжало жить. Время от времени обнаруживались какие-нибудь второстепенные факты, которые не вполне укладывались в ортодоксальную лапласовскую схему. Главными среди них были результаты спектроскопических наблюдений.
Звезды излучают свет, который, пройдя через призму, дает практически непрерывный спектр, пересеченный темными линиями поглощения. Если, однако, газы или пары относительно простого химического состава нагреть так сильно, что они начнут светиться, то их свет, пропущенный через призму, дает эмиссионный спектр, который состоит из отдельных светящихся линий. (Точное положение этих линий зависит от химического состава данного газа или пара).
Кроме того, непрерывный спектр обычно (хотя и не всегда) создается белым светом, тогда как эмиссионный спектр нередко получается от окрашенного света, поскольку светящиеся линии того или иного цвета могут преобладать во всем свечении.
У многих ярких туманностей имеются весьма тонкие оттенки цвета, которые на обычных черно-белых фотографиях незаметны. Например, Хёггинс при изучении света туманности Ориона обнаружил, что она дает эмиссионный спектр с преобладающей зеленой линией. Из этого можно было сделать вывод, что в туманности Ориона и в других подобных объектах содержатся большие количества раскаленных светящихся газов.

Однако свет туманности Андромеды был тускло-белым, а ее спектр, полученный в 1899 г. оказался непрерывным.
Если бы спектр туманности Андромеды состоял из отдельных светящихся линий, проблема была бы разрешена сразу. Это означало бы, что туманность Андромеды— просто масса светящегося газа и может помочь решению вопроса об общем строении Вселенной не больше, чем туманность Ориона. Но теперь спор продолжался. Белый свет и непрерывный спектр свидетельствовали о том, что туманность Андромеды, возможно, состоит из множества звезд и только находится так далеко, что различить эти звезды невозможно С другой стороны, такой вывод не был совершенно обязательным, поскольку при определенных условиях газовая туманность тоже может сиять белым светом и давать непрерывный спектр.
Эмиссионные спектры создаются раскаленными газами, которые светят собственным светом. Но предположим, что холодная масса газа лишь пассивно отражает свет звезд. В этом случае спектр отраженного звездного света будет в общем таким же, как спектр исходного света звезд (так же, как спектр лунного света совпадает со спектром солнечного).
Если бы туманность Андромеды просто отражала свет звезд, это объяснило бы все. Ее спектр не противоречил бы гипотезе, что она представляет собой не очень большое скопление газа, расположенное неподалеку от солнечной системы
Но оставалась еще одна трудность Если туманность Андромеды просто отражает звездный свет, то где те звезды, свет которых она отражает? Звезды внутри туманности Ориона увидеть нетрудно — именно их излучение и нагрело туманность Ориона настолько, что она дает эмиссионный спектр. Но где же звезды в туманности Андромеды? Их никак не удавалось обнаружить.
Во всяком случае, не удавалось обнаружить ни одной постоянной звезды. Но время от времени в туманности Андромеды появлялись какие-то звездоподобные объекты.   Поскольку впоследствии выяснилось,    что этот факт имеет чрезвычайно большое значение, мы рассмотрим здесь подробнее вопрос о появляющихся время от времени звездоподобных объектах.

 
< Пред.