Борис Воронцов-Вельяминов: Звёздный мир

Расстояния до шаровых звездных скоплений лет тридцать назад были для нас полной загадкой, пока среди их населения не были обнаружены переменные звезды — цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, другую, третью, наконец десяток цефеид, тогда как кругом скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?

Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проецироваться на скопление — это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проецируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проецируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояние до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры.

До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния можно было определить по видимой яркости звезд — белых гигантов. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся просто пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видимым (угловым) размерам и по видимой суммарной яркости, так как истинные (линейные) размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений — то, что находится в Геркулесе — отстоит от нас на 30 тысяч световых лет; его диаметр — сотня световых лет. Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 тысяч световых лет. Определение расстояний шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления простираются до границы нашей звездной системы.

Что же находится за пределами этого дома? Есть ли там еще другие звездные дома, другие звездные вселенные, другие галактики, сходны ли они с нашей или не похожи на нее?

Вскоре после изобретения телескопа внимание наблюдателей привлекли многочисленные светлые пятна туманного вида, или туманности, видимые неизменно в одних и тех же местах в разных созвездиях. Их заносили в каталоги с чувством досады на то, что они мешают открывать кометы, имеющие вид таких же туманностей, но отличающиеся своим перемещением на фоне звездного неба, подобно планетам. К концу прошлого века у некоторых из них была обнаружена спиральная форма. В таких спиральных туманностях из туманного ядра, более яркого к центру, выходят ветви, или рукава, закручивающиеся вокруг ядра по спирали подобно часовой пружине.

Края этих туманностей оказались состоящими из множества чрезвычайно слабых звезд. Туманность оказалась, как говорят, разрешенной на звезды. Стало ясно, что ближе к центру сплошное туманное сияние получается лишь вследствие слияния для нас в одну сплошную массу мириадов звезд, расположенных очень тесно. Эти фотографии сразу показали, что перед нами не облако пыли, светящееся отраженным светом, и не облако разреженного газа, а чрезвычайно далекая звездная система.

Те спиральные туманности, которые еще не разрешены на звезды, — по-видимому, такие же звездные системы, только слишком далекие от нас, чтобы их структуру могли различить современные телескопы.

В 1944 году удалось разрешить на звезды и центральную часть спиральной туманности в Андромеде и обе небольшие туманности эллиптической формы. Оказалось, что они ее соседки.

До этого многие допускали, что эллиптические туманности и центральные части спиральных туманностей состоят не из звезд, а из газа или метеоритной пыли.

Спектры подтверждают звездную природу спиральных туманностей. Это спектры поглощения, очень похожие на спектр Солнца; они показывают, что большинство звезд в них — желтые звезды солнечного типа. По смещению темных линий в спектрах спиральных туманностей определяют скорости их движения. Как целое они движутся со скоростью сотен километров в секунду.