Анатолий Томилин - Занимательно о космогонии

Лишь в 1917 году астрономы Р. Кертис и Г. Ричи заметили в туманности Андромеды несколько ярких точек. Словно крохотные искорки вспыхнули они и через несколько дней исчезли. Наблюдатели решили, что это могли быть новые звезды, заметные в моменты наибольшего блеска. По величине зафиксированного блеска нашли они и расстояние до них. Оно показалось чудовищно большим — раз в пятнадцать больше диаметра всей Галактики. Это был важный результат, ибо говорил он о том, что туманное пятнышко спиральной структуры, расположенное в созвездии Андромеды и имеющее каталожный шифр NGG-224 — внегалактический объект!

Возник «великий спор» — являются ли вообще все туманности внегалактическими объектами или принадлежат к населению нашей Галактики? Эти разногласия уже захватывали столь принципиальные вопросы строения мира, что не могли оставить равнодушным никого из астрономов. В 1920 году в Вашингтоне была даже организована дискуссия между двумя представителями разных точек зрения на этот счет. X. Шепли стоял на позициях «длинной шкалы» расстояний, его противник X. Кертис ратовал за расстояния короткие. Но разрешить противоречия могли только дальнейшие исследования.

И вот в 1923 году молодой астроном Э. Хаббл, получив возможность работать на самом большом в те времена телескопе на обсерватории Маунт-Вилсон, навел его двух с половиной метровое зеркало на туманность Андромеды. Наконец-то! На фотопластинке по краям туманности отчетливо виднелись звезды. К концу того же года Э. Хаббл отыскал там и переменную звезду, похожую по своим свойствам на цефеиду. А цефеиды как раз служили земным наблюдателям для определения расстояний до звезд, и «Великий спор» был закончен. Туманность Андромеды находилась за пределами нашей Галактики и имела явно звездный состав.

Вы спросите: а как же остальные туманности? В остальных в те годы пока звезд не обнаружили. Можно было бы, конечно, считать, что все однотипные объекты, скажем, спиральной структуры, имеют одинаковый состав, например, являются звездными системами. Но существовали туманности и других видов… В общем, тут надо было еще поработать.

Помните, в главе, посвященной планетной космогонии, мы довольно много внимания уделили работам великолепного английского астронома Дж. Джинса? Тогда разговор шел о происхождении солнечной системы. На самом же деле труды этого астронома охватывали и звезды, и туманности. Его исследования относились к 1916–1919 годам, когда звездный состав NGG-224 еще не был доказан и все туманности полагали состоящими из газа.

Вначале, по мнению Дж. Джинса, существовало пространство, занятое равномерно распределенным разреженным газом; неким первичным хаосом плотностью этак 10 -30г/см 3, или 10 -15г/км 3. Ну что же, если читателю удастся представить себе столь жидкий туман, можно позавидовать его воображению.

По каким причинам в этом «всемирном киселе» начали возникать первичные сгущения и неравномерности, обсуждать смысла нет. Причин может быть много, ими занимается раздел физики под названием «газовая динамика». Исследуя теорию гравитационного сжатия и вращения таких первичных облаков газа, Дж. Джинс пришел к выводу, что на ранней стадии образуются туманности правильной сферической формы. Затем, продолжая сжиматься, а следовательно, и ускоряя свое вращение, такая туманность сплющивается. Постепенно с краев эллиптического диска начинается истечение вещества, которое образует спиральные витки. Причину образования спиральных рукавов Дж. Джинс видел в приливах, которые вызывались гравитационными полями соседних туманностей. А уж повышенная плотность вещества в спиральных ветвях служила для образования в них звезд.

В 1925 году, когда Дж. Джинс впервые изложил свою теорию образования спиральной структуры туманностей, американский астроном Э. Хаббл составил первую классификацию туманностей. Прежде всего он разделил их на три большие группы: неправильные, эллиптические и спиральные.

Оставив в стороне первый тип туманностей, он выстроил все остальные в некоторую последовательность форм. Причем началом последовательности явились как раз сферические туманности. Э. Хаббл присваивает им индекс Е0, что означает «эллиптические — нулевого сжатия». Дальше, в соответствии с соотношением большой и малой полуосей эллипсоидов, шли классы Е1, Е2, … Е7. Более сплюснутых туманностей Э. Хаббл найти не сумел.