Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Это был смелый вывод, основанный на одном лишь классе небесных объектов. Кроме того, цефеиды стали новым индикаторомрасстояния, и люди поначалу с недоверием отнеслись к большим расстояниям, полученным Шепли. Теперь мы знаем, что эти расстояния по некоторым причинам были завышены (например, переменные звезды в шаровых скоплениях отличаются от «нормальных» цефеид), но его основная идея оказалась верной. По современным оценкам, диаметр Галактики около 100 000 световых лет, что примерно втрое меньше оценки Шепли.

Рис. 20.9. Харлоу Шепли использовал шаровые скопления для изучения структуры Галактики. На карте ясно видно, что Солнце расположено вдали от центра.

Выводы Шепли вскоре получили косвенную поддержку от результатов двух новых работ. Это были исследования движения звезд, проведенные Бертилем Линдбладом в 1921 году и Яном Оортом в 1927 году, а также наблюдения Роберта Трюмплера, показавшие в 1930 году, что в Галактике есть межзвездная пыль, которая существенно ослабляет свет.

Еще Каптейн понимал, что результаты подсчета звезд могут быть искажены поглощением света в космическом пространстве. На фотографиях, полученных Эдуардом Барнардом (1857–1923), выявилось множество темных пятен в Млечном Пути (рис. 20.10). Считалось, что свет звезд в этих направлениях поглощается каким-то веществом, собранным в облака. Но рассеяно ли это вещество и по всему остальному межзвездному пространству? Тогда уже были свидетельства существования межзвездного газа, но ничего не знали о веществе, поглощающем свет. В 1904 году Иоганнес Гартман наблюдал в спектрах двойных звезд «лишние» линии, которые не участвовали в доплеровском смещении, вызванном орбитальным движением звезд. Ясно, что эти линии возникли в газе, находящемся между звездами и нами. Но содержатся ли в этом газе пылинки?

Рис. 20.10. Пыль в Галактике может собираться в плотные облака, не пропускающие свет находящихся за ними звезд. Этот снимок получен с помощью космического телескопа «Хаббл».

Наконец в 1930 году швейцарский астроном Роберт Трюмплер (1886–1956), работавший в Ликской обсерватории, доказал, что межзвездное пространство не совсем прозрачно. Он измерил расстояния до звездных скоплений двумя способами. В одном из них использовались угловые диаметры скоплений; ранее этот метод применял Шепли для шаровых скоплений. Он дает результаты, не искаженные ослаблением света. Второй способ был основан на видимом блеске звезд в скоплениях. На определенные этим способом расстояния сильно влияет ослабление света, если оно существует. Сравнивая полученные значения, Трюмплер заметил, что второй метод дает расстояния, отличающиеся как раз на ту величину, которую можно было бы ожидать при наличии в межзвездной среде поглощающего свет вещества.

Сейчас мы знаем, что при расстоянии в 3000 световых лет вещество в плоскости Галактики ослабляет поток света до одной шестой его интенсивности в прозрачной среде. Потеря света возникает из-за поглощения частицами пыли. Опасения Каптейна оправдались. Хотя Галактика — это звездная система, подсчетов одних только звезд недостаточно для определения ее структуры. Необходимо использовать и более далекие объекты, такие как шаровые звездные скопления, которые не концентрируются в запыленном диске Галактики.

Иммануил Кант предполагал, что звезды нашей Галактики обращаются вокруг далекого центра, подобно планетам, обращающимся вокруг Солнца. Но где же этот загадочный центр? Представление Шепли о Галактике получило мощную поддержку, когда было доказано, что (а) наша звездная система вращается вокруг центра и что (б) центр вращения находится в том направлении, которое указал Шепли, — в направлении созвездия Стрелец. Как же был получен этот замечательный результат?

Используя данные о собственных движениях, Вильям Гершель и Фридрих Аргеландер продемонстрировали, что Солнце движется относительно близлежащих звезд. Но демонстрируют ли движения самих звезд систематический тренд? В начале XX века были измерены собственные движения нескольких тысяч звезд, а также, начиная с 1890-х годов, было получено множество измерений лучевых скоростей звезд по их спектрам. Объединение этих двух массивов данных привело к замечательному открытию.