Чарльз Флауэрс: 10 ЗАПОВЕДЕЙ НЕСТАБИЛЬНОСТИ. ЗАМЕЧАТЕЛЬНЫЕ ИДЕИ XX ВЕКА

Одним из самых известных объектов описываемого типа является так называемая Большая Туманность в созвездии Андромеды, которую впервые зарегистрировал, описал и назвал «маленьким облачком» персидский астроном Аль-Суфи более тысячи назад, в 905 г. Спектрограммы, полученные на телескопе «Хукер», были нечеткими и соответствовали скорее звезде, чем газам. Хаббл настойчиво решил уточнить результаты и, экспонируя фотопластинки достаточно долго, сумел получить однозначный ответ. Большая Туманность при тщательном изучении неожиданно оказалась огромной галактикой (в виде спирали с диаметром около 150 000 световых лет), лежащей вне Млечного Пути и состоящей из сотен миллионов звезд. Поэтому, любуясь Большой Туманностью в ясную ночь, можно вспомнить, что это единственный видимый невооруженным глазом объект, не принадлежащий нашей собственной галактике, нашему космическому «дому».

Внутри спирали Большой Туманности Хабблу посчастливилось обнаружить двенадцать цефеид, этих своеобразных космических «доносчиков», а измерив периодичность их излучения, он дополнительно выяснил, что некоторые из них находятся на расстоянии более 800 000 световых лет от нас. Эти данные позднее многократно перепроверялись, так что в настоящее время считается твердо установленным, что Туманность Андромеды (профессиональные астрономы обозначают ее прозаическим сокращением М13) удалена от нас на 2 миллиона световых лет. Однако важнейшим достижением Хаббла стало не измерение конкретных параметров конкретных звезд, а создание совершенно новой концепции строения Вселенной, благодаря чему человечество впервые осознало, что наша галактика составляет лишь небольшую часть, а вовсе не является всей Вселенной. Хаббл доказал также, что межзвездные расстояния намного больше, чем представлялось раньше астрономам в самых дерзких фантазиях.

Не менее важным оказалось и то, что обнаруженные космические «соседи» и входящие в их состав звездные системы не были фиксированными, жестко «закрепленными» в пространстве. Космос начал двигаться и качаться, оказался подвижным. Река Гераклита, великая античная метафора изменчивости, приобрела вдруг новый, гораздо более широкий и глубокий смысл после того, как спектрограммы Хаббла наглядно показали, что даже звездное небо не является неизменным. Солнечная система, звезды, галактики и даже цефеиды, ранее считавшиеся «верстовыми столбами» пространства, предстали перед удивленными астрономами в качестве подвижных, стремительно передвигающихся объектов.

Каскад открытий заставил ученых и все человечество вновь задуматься о сущности и устройстве природы и породил множество новых вопросов. Что является причиной этой сумасшедшей космической гонки? Существуют ли какие-то направления в движении созвездий? И наконец, какова судьба Вселенной и что ожидает нас в будущем? На первые два вопроса через 30 лет были получены достаточно определенные ответы (хотя споры на эту тему продолжаются и поныне), но последний и самый важный вопрос пока остается открытым.

Обнаруженная Хабблом поразительная подвижность и нестабильность Вселенной изменила многие фундаментальные представления астрономии, тем более, что новые методы получения и исследования спектров стали приносить все более очевидные доказательства стремительных перемещений самых разнообразных космических объектов.

Спектрография позволяет определять не только химический состав излучающего источника, но и (при более тщательном изучении спектров) скорость движения этого источника относительно наблюдателя. Перед объяснением принципа определения скорости следует описать, хотя бы коротко, весь спектр электромагнитных волн, подлежащих измерению и анализу. Диапазон электромагнитного излучения, от высокоэнергетических гамма-квантов до низкоэнергетических радиоволн, условно подразделяется на несколько областей с достаточно привычными названиями: гамма-лучи, рентгеновское излучение, ультрафиолетовое излучение, видимый свет, инфракрасное излучение, микроволновое излучение и, наконец, знакомые всем радиоволны. Каждый тип излучения характеризуется определенной длиной волны, энергией и частотой колебаний, так что на одном краю спектра располагаются очень короткие, высокочастотные гамма-лучи с высокой энергией, а на другом – низкочастотные и низкоэнергетические радиоволны с длиной волны в несколько километров. Воспринимаемая нашим зрением область электромагнитных волн (так называемый видимый спектр) покрывает лишь 2% всего электромагнитного спектра и располагается примерно в его центре.