Часть II
Происхождение галактик и структура Вселенной

Два с половиной столетия назад, незадолго до того, как английский астроном сэр Уильям Гершель собрал первый по-настоящему большой телескоп в мире, известная человеку Вселенная состояла всего лишь из звезд, Солнца и Луны, нескольких планет и нескольких спутников Юпитера и Сатурна, какого-то количества туманных объектов, а также Галактики, образующей молочно-белый пояс на талии ночного неба. Действительно, слово «галактика» переводится с греческого как «молоко». В небе были также обнаружены объекты неясного очертания, позднее названные туманностями из-за того, что были до определенной степени бесформенными, например Крабовидная туманность в созвездии Тельца туманность Андромеды, уютно расположившаяся в пределах созвездия Андромеды.

Телескоп Гершеля был оснащен зеркалом шириной 48 футов — беспрецедентный формат в 1789 году, когда он был сооружен. Из-за своей сложной системы балок и стоек, необходимой для закрепления и направления его под нужным углом, телескоп был весьма неповоротливым, но, направляя его в небо, Гершель мог сразу же увидеть бесчисленные звезды, образующие Млечный Путь. С помощью этого 48-футового гиганта и еще одного телескопа поменьше Гершель и его сестра Каролина составили первый подробный каталог северных туманностей дальнего космоса. Сэр Джон — сын Гершеля — тоже внес вклад в семейное дело, дополнив составленный отцом и тетей каталог северных объектов: во время своего пребывания на мысе Доброй Надежды на юге Африки он добавил в него более 1700 туманных объектов, которые можно было разглядеть из Южного полушария. В 1864 году сэр Джон собрал все семейные открытия и записи в единый реестр, который назвал «Общим каталогом туманностей и скоплений звезд». В него вошло более 5000 наименований.

Несмотря на столь внушительный объем данных, в то время никто не понимал истинной природы туманностей, не представлял, насколько далеко от Земли они расположены или чем отличаются друг от друга. Тем не менее вышедший в 1864 году каталог позволил классифицировать туманности по их морфологическим признакам, то есть в зависимости от формы. В духе лучших традиций бейсбольных судей (первые появились одновременно с тем, как вышел каталог Гершеля-младшего) ученые дали туманностям названия по принципу «что вижу, у, то и пою». Туманности спиральной формы получили название спиральных; те, что напоминали эллипс, стали эллиптических; а все остальные, обладавшие неопределенными формами, были названы неправильными. Они добрались и до маленьких округлых туманностей, напоминающих в объективе телескопа планеты, и назвали их планетарными, что потом регулярно сбивало с толку новичков в области астрономии.

На протяжении почти всей своей истории астрономия придерживалась максимальной прямолинейности, используя описательные методы изучения, во многом схожие с принятыми в ботанике. Вооружившись все увеличивающимся списком обнаруженных звезд и туманных объектов, астрономы искали в них сходства и различия, которые позволили бы классифицировать их тем или иным образом. Между прочим, это очень разумно. Многие люди с самого детства интуитивно склонны организовывать вещи согласно их внешнему виду и форме. Гершели предполагали, что раз уж наблюдаемые ими объекты занимают в ночном небе примерно одно и то же по размеру место, значит, они находятся на одном и том же расстоянии от Земли. По этой причине для них руководствоваться единым для всех туманностей принципом группирования и классификации было более чем естественно.

Однако это было грубой ошибкой — предполагать, что все туманности находятся на одном и том же расстоянии от нас. Природа бывает обманчива и даже коварна. Некоторые из туманностей в классификации Гершелей на самом деле находятся от нас не дальше, чем звезды, потому-то они столь малы (если, конечно, миллиарды километров от края до края — это «мало»). Другие туманности оказались гораздо дальше от нас, а это значит, что фактически они в разы крупнее тех туманных объектов, что находятся ближе (раз предстают перед нами в одном и том же размере).

Из этого важно вынести следующий урок: в какой-то момент нужно перестать зацикливаться на том, как выглядит тот или иной предмет, и начать спрашивать себя, что он из себя представляет. К счастью, к концу XIX века научный и технологический прогресс позволил астрономам поступить именно так: заняться чем-то более интересным и важным, чем раскладывание по папкам и полочкам содержимого нашей Вселенной. Этот сдвиг ознаменовал собой рождение астрофизики, которая представляет собой прикладное применение законов физики к ситуациям и явлениям астрономических масштабов.

В то время, когда сэр Джон опубликовал свой внушительный каталог туманностей, был изобретен новый научный прибор — спектроскоп. Его единственное назначение — разбивать свет на богатую палитру составляющих его цветов. Эти цвета и их свойства не только много рассказывают нам о химическом составе и строении света, но и благодаря явлению под названием «эффект Доплера» повествуют о движении источника света относительно Земли — навстречу нашей планете прочь от нее.

Спектроскопия показала ученым кое-что удивительное: почти все спиральные туманности, которых особенно много сразу за пределами Млечного Пути, на высоких скоростях постоянно удаляются от Земли. В противовес этому все планетарные туманности и почти все неправильные туманности движутся с относительно низкой скоростью — некоторые навстречу нам, другие прочь от нас. Может, в самом сердце Млечного Пути произошел какой-то катастрофический взрыв, мощность которого изгнала за его предел исключительно спиральные туманности? Может, мы как раз живем в момент (или, скорее, период) протекания этой катастрофы? Несмотря на технические инновации, которые в то время переживала фотография (включая появление пленок с эмульсионным покрытием более быстрого проявления) и которые позволили астрономам измерять спектр даже наиболее бледных туманностей, ответа на вопрос, почему они продолжают уходить от нас одна за другой, так и не находилось.

Большая часть прорывов в астрономии, как и в других науках, связана с появлением более совершенных технологий. На рубеже 1920-х годов в обиходе ученых появился еще один ключевой инструмент: 100-дюймовый телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Уилсон в окрестностях Пасадены, штат Калифорния, США. В 1923 году американский астроном Эдвин П. Хаббл с его помощью — а на тот момент это был самый большой телескоп в мире — обнаружил особый вид звезд, так называемые переменные звезды цефеиды, в туманности Андромеды. Переменные звезды любого типа обладают переменной светимостью, которая претерпевает изменения в соответствии с определенным циклом. Так, цефеиды, получившие свое название в честь одной из таких звезд, найденных в созвездии Цефея, отличаются исключительной светимостью (яркостью) и потому видны на очень далеких расстояниях.

Так как их светимость изменяется в рамках определенного цикла, терпение и упорство помогают дотошному наблюдателю обнаруживать все больше и больше таких звезд. Хаббл нашел несколько цефеид внутри Млечного Пути и прикинул их расстояние от Земли. К его изумлению, цефеида, обнаруженная им в туманности Андромеды, оказалась намного бледнее остальных.

Самое очевидное этому объяснение напрашивается само собой: новая переменная цефеида — как и ее «хозяйка» туманность Андромеды — находится гораздо дальше, чем цефеиды Млечного Пути. Хаббл понял, что его открытие отодвигает туманность Андромеды столь далеко, что она никак не может быть частью созвездия Андромеды, более того, она вообще не может входить в состав Млечного Пути; и если и был какой-либо (тогда предполагаемый) катастрофический инцидент, когда звездное молоко расплескалось за пределы Млечного Пути, то туманность Андромеды не могло просто выплеснуть из него вместе с ее спиральными сестрицами.

От напрашивающихся выводов захватывало дух. Открытие Хаббла показало, что спиральные туманности — это целые отдельные звездные системы, равноправные соседки Млечного Пути, в которых не меньше своих собственных звезд. Перекликаясь с идеей философа Эммануила Канта об «островных вселенных», полученные Хабблом данные демонстрировали, что за пределами нашей собственной звездной системы лежат десятки, а может, и сотни аналогичных систем — ведь цефеида в туманности Андромеды была тому лишь одним из множества сигнальных маяков. Туманность Андромеды оказалась галактикой Андромеды.

К 1936 году с помощью телескопа Хукера было обнаружено и задокументировано уже так много островных вселенных, что и Хабблу тоже захотелось попробовать себя в морфологии. Его анализ типов галактик основывался на непроверенном предположении, что различия в их формах отражают собой различные стадии в эволюции галактики, от рождения до смерти. В 1936 году в своей книге под названием «Царство туманностей» он классифицировал галактики, разместив их вдоль схемы, по форме напоминавшей музыкальный камертон. Его рукоятка представляла собой эллиптические галактики (наименее вытянутые, почти круглые попали в дальний край этой рукоятки, а наиболее вытянутые — в то место, где у рукоятки соединяются две ножки камертона). Вдоль одной из ножек расположились обычные спиральные галактики: у рукоятки — особенно туго скрученные, а на кончике ножки — наиболее «расправленные» и свободные. Вдоль другой ножки камертона разместились спиральные галактики, центральный регион которых представляет собой некую «перемычку», в остальном же они не отличаются от обычных спиральных галактик.

Хаббл предположил, что галактики приходят в этот мир в форме эллипса и становятся все более и более плоскими, продолжая принимать свойственную им форму, пока в какой-то момент не обретают спиральную структуру, постепенно расправляющуюся с течением времени. Прекрасная идея. Красивая идея. Даже изящная. Но в корне неверная. Мало того, что в эту схему совершенно не вписывались неправильные галактики всех форм и размеров, так астрофизикам еще и предстояло в будущем определить, что возраст самых старых звезд в каждой из галактик примерно одинаков. Это означает, что все галактики зародились в одну и ту же эпоху в истории Вселенной и сами по себе приняли ту или иную форму.

На протяжении следующих 30 лет (какое-то количество возможностей было, безусловно, упущено из-за Второй мировой войны) астрономы наблюдали и описывали свойства галактик в соответствии с диаграммой Хаббла, разделяя их на эллиптические, спиральные и спиральные с перемычкой, также не забывая о неправильных галактиках как малом подвиде, которому непосредственно на диаграмме нет места из-за своих странных форм. Говоря об эллиптических галактиках, можно процитировать слова Ронда Рейгана о калифорнийских красных соснах: видел одну — считай, видел их все. Эллиптические галактики очень похожи одна на другую: у них нет ни спиральных ответвлений одноименных галактик, ни гигантских облаков межзвездного газа и пыли, из которых рождаются новые звезды. В таких галактиках новые звезды перестали формироваться миллиарды лет назад, оставив за собой сферические или эллипсоидные группы звезд. В крупнейших эллиптических галактиках, как и в крупнейших спиральных, насчитываются многие сотни миллиардов звезд — возможно, их даже миллиарды или триллионы, — а их диаметры равны примерно сотне тысяч световых лет. Никто, кроме профессиональных астрономов, никогда не вздыхал от умиления или восхищения, исследуя фантастические структуры и истории происхождения сложных звездных формирований, коими являются эллиптические галактики, по одной замечательной причине: как минимум в сравнении со спиральными у эллиптических галактик довольно простая форма и формирование звезд в них происходило довольно очевидным образом — все они рождались из газа и пыли, пока эти газ и пыль не закончились.

К счастью, спиральные галактики — и с перемычкой, и без нее — восполняют недостаток увлекательности эллиптических галактик. Самое яркое и однозначно незабываемое изображение галактики «со стороны», что нам когда-либо предстоит увидеть, — это фотография всего Млечного Пути, которую нам когда-нибудь, может, посчастливится сделать. Нужно только отправить фотоаппарат на несколько сотен тысяч световых лет выше или ниже центральной плоскости нашей Галактики — и полученные кадры непременно захватят дух и зажгут умы и сердца. Если учитывать, что самые продвинутые космические зонды, которыми располагает человечество, смогли преодолеть на сегодня от силы одну миллиардную долю этого расстояния, такая задача кажется категорически невыполнимой. Действительно, даже если бы зонд смог развить скорость, близкую к скорости света, нам пришлось бы ждать очень и очень долго — гораздо больше лет, чем на данный момент насчитывает наша история, доступная в документальном виде, — чтобы посмотреть на результат. Так что пока астрономам остается и дальше составлять карту Млечного Пути изнутри и делать наброски этого галактического леса, вычерчивая его звездные и туманные деревья одно за другим. На данный момент мы можем утверждать, что наша галактика очень похожа на ближайшую ее соседку — огромную спиральную Галактику Андромеды. Удобно расположенная в 2,4 миллиона световых лет от нас, галактика Андромеды предоставила нам огромное количество бесценной информации о базовых структурных свойствах спиральных галактик, а также о различных типах звезд и об их эволюции. Так как все звезды галактики Андромеды находятся на одном и том же расстоянии от нас (плюс-минус несколько процентов), астрономы знают, что яркость сияния этих звезд напрямую связана с мощностью их излучения, то есть с тем количеством энергии, что они излучают каждую секунду. Астрономы не могут оперировать данным фактом, изучая объекты в собственном Млечном Пути, но он превращается в доступный инструмент исследования всех остальных галактик, позволяя сформулировать ряд ключевых выводов о звездной эволюции с гораздо меньшими трудозатратами, чем при изучении объектов Млечного Пути. Количество звезд, формирующих собой пару эллиптических галактик-спутников, вращающихся вокруг галактики Андромеды, составляет собой лишь несколько процентов от числа звезд самой Андромеды; но и они стали нас источниками важной информации о том, как живут звезды, и о том, как формируются структуры эллиптических галактик. Ясной ночью, подальше от городских огней, старательный наблюдатель, знающий, куда смотреть, сможет найти в небе размытые контуры галактики Андромеды — самого далекого космического объекта из тех, что можно разглядеть невооруженным глазом. Она сияет светом, оставленным ею во Вселенной по мере удаления от нас еще тогда, когда наши с вами предки учились собирать ягоды и коренья в африканских ущельях.

Как и Млечный Путь, галактика Андромеды лежит примерно в середине одной из «ножек камертона» диаграммы Хаббла: она не слишком туго скручена и не особо расправлена с точки зрения своей формы. Если бы галактики были животными в зоопарке, все эллиптические галактики поместились бы в одной клетке, а вот спиральным галактикам понадобилось бы несколько полноценных вольеров. Изучать полученное с помощью телескопа Хаббла изображение одного из таких существ, которые позволяют нам увидеть себя с расстояния 10–20 миллионов световых лет (и это самые близкие из них), — значит шагнуть в невероятно насыщенный возможностями визуальный мир, столь непохожий на жизнь на Земле и столь замысловатый по структуре, что неподготовленный ум может пошатнуться от потрясения же просто запустить защитный механизм, напоминая своему хозяину, что все это все равно не имеет ни малейшего применения на практике.

Неправильные галактики — эти сироты галактической классовой иерархии — составляют около 10 % всех галактик; все остальные — это преимущественно спиральные и некоторое количество эллиптических. В отличие от эллиптических, неправильные галактики зачастую содержат пропорционально больше газа и пыли, чем спиральные, и в них формирование новых звезд идет наиболее динамично. У Млечного Пути есть две крупные галактики-спутника — обе неправильные, в свое время их ошибочно назвали Магеллановыми Облаками. Первыми, кто обратил на них внимание, были моряки, принимавшие участие в кругосветном плавании Магеллана в 1520 году. Они подумали, что видят клочья облаков в ночном небе. Экспедиции Магеллана выпала честь увидеть их потому, что Магеллановы Облака расположены так близко к Южному полюсу небесной сферы (речь идет о точке прямо над Южным полюсом Земли), что они никогда не оказываются над линией горизонта, которую могут видеть наблюдатели наиболее густонаселенных широт Северного полушария, включая жителей Европы и большей части США. В каждом из Магеллановых Облаков — миллиарды и миллиарды звезд, но все же не сотни миллиардов, что характерно для Млечного Пути и других крупных галактик. В них также можно обнаружить поистине монументальные регионы формирования звезд — самый известный из них называется Тарантулом и расположен в Большом Магеллановом Облаке. Эта галактика также знаменательна тем, что в ее составе была обнаружена самая близкая к нам и самая яркая сверхновая звезда за последние 300 лет: она называется сверхновой 1987A (или SN 1987A). На самом деле она должна была взорваться примерно за 160 000 лет до н. э., чтобы в 1987 году ее свет смог наконец достигнуть Земли.

До 1960-х годов астрономов устраивала классификация галактик как спиральных, спиральных с перемычкой, эллиптических и неправильных. И правда была на их стороне, ведь более 99 % всех известных галактик можно было отнести к одному из этих классов. (Нельзя не признать, что это вообще беспроигрышный ход — назвать один из классов неправильными галактиками.) Но в то десятилетие американский астроном Хэлтон Арп стал настоящим чемпионом по обнаружению галактик, которые никак не хотели вписываться в относительно простую диаграмму Хаббла (даже с учетом удобного «неправильного» класса). Словно взяв на вооружение строки «отдайте мне всех тех, кого гнетет жестокость вашего крутого нрава, — изгоев, страстно жаждущих свобод», Арп воспользовался крупнейшим в мире телескопом — 200-дюймовым телескопом Хейла из Паломарской обсерватории (недалеко от Сан-Диего, штат Калифорния), чтобы запечатлеть на фото 338 исключительно неисправных на вид звездных систем. Издание «Атлас пекулярных галактик», вышедшее в 1966 году, стало настоящим сундуком сокровищ, каждое из которых прекрасный пример того, что в нашей Вселенной может пойти не так. Хотя «пекулярные галактики» (галактики настолько странной формы, что их нельзя отнести даже к неправильным) и составляют крошечную долю всех галактик Вселенной, они представляют собой важный источник информации о том, какие нарушения в формировании галактик возможны в принципе. Например, оказалось, что многие странные галактики из «Атласа» являются совмещенными останками двух когда-то независимых друг от друга галактик, которые в какой-то момент столкнулись. Получается, что пекулярные галактики не всегда являются новым видом галактик, по крайней мере их столь же трудно отнести к новому виду, как и побывавший в аварии «Лексус» на основании того, что он уже не очень похож на новый, только что сошедший с конвейера.

Чтобы наблюдать, как разворачиваются подобные космические аварии, потребуется гораздо больше, чем карандаш и бумага: в обеих галактических системах есть свои звезды, а у каждой звезды — своя гравитация, и это одновременно оказывает воздействие на все остальные звезды обеих систем. Короче, вам потребуется компьютер. Столкновение галактик — это величественное зрелище, которое занимает сотни миллионов лет от начала и до конца. С помощью компьютерной симуляции вы можете запустить и в любой момент поставить на паузу процесс столкновения двух галактик, «фотографируя» происходящее, скажем, каждые 50 или 100 миллионов лет. Перед вашими глазами будут постоянно происходить изменения. Вот вы уже приоткрыли «Атлас» Хэлтона Арпа — вуаля! — и вот уже пошла ранняя стадия столкновения, а на следующей странице наступит и более поздняя стадия. Вот небольшое сотрясение, вот удар по касательной, а вот и лобовое столкновение!

Первые подобные компьютерные симуляции были выполнены в 1960-е годы, хотя еще в 1940-х годах шведский астроном Эрик Хольмберг сделал хитрую попытку воссоздать столкновение галактик «на коленке», используя свет в качестве аналога гравитационного взаимодействия. В 1972 году братья Алар и Юри Тумре, преподаватели Массачусетского технологического института, представили первое убедительное изображение «нарочито упрощенного» столкновения двух спиральных галактик. Модель Тумре показала, что приливные силы — различия в величине гравитации от одного участка пространства к другому — могут в буквальном смысле разорвать галактику на части. По мере приближения одной галактики к другой гравитация вдоль их внешних границ стремительно возрастает, растягивая и искажая обе галактики в процессе их движения мимо или сквозь друг друга. Это растягивание и искажение является первоосновной причиной формирования тех самых пекулярных галактик из «Атласа» Арпа.

Как еще можно использовать компьютерные симуляции для лучшего понимания природы галактик? Камертон Хаббла подчеркивает разницу между «обычными» спиральными галактиками и теми, у которых в середине имеется плотная перемычка из звезд, словно прочерченная линия. Симуляции показали нам, что данная перемычка может с немалой вероятностью оказаться временным элементом структуры галактики, а не полноправным свойством, позволяющим выделить такие галактики в отдельный вид. Возможно, сегодняшние наблюдатели за галактиками с перемычкой просто видят их на том этапе, когда эта перемычка у них еще есть; возможно, через 100 миллионов лет ее уже не будет. Но мы не можем позволить себе задержаться на сотню миллионов лет, чтобы проверить, не исчезнет ли перемычка, — зато у нас есть компьютеры, которые способны сократить временные отрезки в миллиард лет до нескольких минут.

Пекулярные галактики Арпа оказались лишь верхушкой айсберга — странным миром этаких «не совсем галактик», чьи очертания астрономы впервые разглядели в 1960-х годах, а еще несколько десятков лет спустя научились немного понимать. Прежде чем объяснить истинную важность и ценность этого галактического зоопарка, следует все же вернуться к истории эволюции космоса. Нам предстоит изучить происхождение всех галактик — обычных, почти обычных, неправильных, пекулярных и радикально экзотических, чтобы узнать, как они зарождались, узнать, как так вышло, что нам повезло оказаться в этом относительно спокойном уголке космоса, где мы парим на окраине огромной спиральной галактики, примерно в 30 тысячах световых лет от ее центра и в 20 тысячах световых лет от ее зыбкого периметра. Благодаря общепринятому в спиральных галактиках порядку вещей, которому в первую очередь были вынуждены подчиниться газовые облака, что позднее превратились в звезды, наше Солнце сегодня вращается вокруг центра Млечного Пути по практически идеальной круговой орбите, каждое «кругосветное» путешествие занимает у него 240 миллионов лет (это иногда называется космическим годом). Сегодня, через 20 космических лет после своего рождения, Солнце вполне бодро продолжает движение, и его запала должно хватить еще как минимум на столько же.

А мы с вами пока узнаем о том, откуда в нашей Вселенной произошли галактики.