Век назад, когда Харлоу Шепли определял размеры Млечного Пути и наше место в нем, все астрономы считали, что Млечный Путь – это и есть вся Вселенная. Действительно, когда Шепли продемонстрировал, что Млечный Путь простирается на десятки тысяч световых лет, он был убежден, что построил карту всей Вселенной – сама эта огромная величина склоняла к такому выводу. Однако астрономов давно занимало, что же представляют собой туманности, заметные в телескопы. Звезда выглядит в телескоп как точка света, а туманности часто кажутся «продолговатыми» и размытыми. В этой книге мы уже обсуждали разные туманности: например, планетарные, возникающие, когда красный гигант сбрасывает внешние оболочки. Туманность Ориона – регион интенсивного звездообразования, где окружающий газ флуоресцирует, так как подсвечивается сиянием жарких молодых звезд. Есть даже темные туманности – облака пыли, не пропускающие свет от расположенных за ними звезд. Однако существует иной класс туманностей, которые за характерную форму именуются спиральными. Туманности этого класса сильно напоминают Млечный Путь, каким мы его сегодня представляем. Сто лет назад спиральная структура диска Млечного Пути еще, конечно же, не была известна: живя в самом диске, мы не представляли себе его трехмерной структуры, и поэтому нам было сложно уловить его сходство с более широким классом объектов. Как вы помните, астрономические изображения лишены «глубины»: рассматривая конкретную туманность, априори невозможно сказать, что именно перед нами: небольшой объект, удаленный на несколько сотен световых лет, либо поистине колоссальная структура, до которой миллионы световых лет.

На рис. 13.1 показана типичная спиральная туманность М101, вид сверху. Хорошо просматриваются ее спиральные рукава, напоминающие вертушку, поэтому астрономы так и называют ее: галактика Вертушка.

Рис. 13.1. M101, галактика Вертушка. Снимок предоставлен: NASA/Космический телескоп Хаббл

Физическая природа, размер спиральных туманностей, а также расстояние до них были в числе наиболее важных проблем, над решением которых бились астрономы в первое десятилетие XX века. Немецкий философ Иммануил Кант еще в 1755 году предполагал, что спиральные туманности – это иные «островные вселенные», то есть объекты, не уступающие по размеру всей известной Вселенной, Млечному Пути. Учитывая параметры Млечного Пути, вычисленные Шепли, и небольшой видимый угловой размер спиральных туманностей, оставалось предположить, что они должны находиться страшно далеко – в миллионах или десятках миллионов световых лет от нас.

Рис. 13.2. Изображение туманности Андромеды, полученное в рамках проекта Слоановский цифровой обзор неба. Туманность Андромеды – это галактика, которую мы видим практически с ребра. У нее есть две небольшие эллиптические спутниковые галактики (M32 снизу, NGC205 сверху). Снимок предоставлен: Слоановский цифровой обзор неба и Doug Finkbeiner

Сам Шепли считал такую версию совершенно невероятной, и в 1920 году участвовал в публичных дебатах с астрономом Гебером Кёртисом из калифорнийской обсерватории Лика по поводу природы спиральных туманностей. Кёртис был убежден в гипотезе, что спиральные туманности – это такие же галактики, как и Млечный Путь, но Шепли возражал, что в таком случае расстояния до спиральных галактик должны быть настолько велики, что такие цифры невозможно воспринимать всерьез. Как часто бывает в науке, противоречия такого рода удается снять лишь после получения новых, более качественных данных, и описанные дебаты как таковые получились неокончательными. Тем астрономом, кто выполнил нужные наблюдения и поставил точку в этом споре раз и навсегда, был Эдвин Хаббл, работавший в калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. Он воспользовался переменными звездами (этот метод был рассмотрен в главе 12), чтобы определить расстояние до туманности Андромеды – самой яркой спиральной туманности на ночном небе (рис. 13.2).

В идеальных условиях (ясная безлунная ночь вдали от городских огней) туманность Андромеды заметна невооруженным глазом; действительно, она была известна еще в древности.

Обсерватория Маунт-Вилсон, расположенная на хребте Сан-Гейбриэл, господствующем над районом Лос-Анджелеса, на тот момент располагала крупнейшим в мире телескопом. Диаметр основного зеркала этого телескопа составлял 2,5 м. Когда Хаббл сделал несколько снимков туманности Андромеды при помощи такого телескопа, он обнаружил, что рассеянный свет туманности распадается на свет отдельных звезд. Точно такой результат получил Галилео Галилей, который тремястами годами ранее направил свой примитивный телескоп на Млечный Путь. Уже эти наблюдения подсказали Хабблу, что туманность Андромеды должна находиться довольно далеко, но, чтобы получить конкретные числа, ему предстояло еще немало поработать. После многократных наблюдений туманности Андромеды Хаббл обнаружил в ней несколько звезд, яркость которых периодически то возрастала, то падала. Он понял, что это переменные звезды-цефеиды. Такие переменные звезды обладают большей светимостью, чем звезд класса RR Лиры, а периоды их пульсации составляют от нескольких дней до нескольких месяцев. В 1912 году Генриетта Ливитт, работавшая в Гарварде (см. главу 7), нашла отношение между периодом переменности звезды-цефеиды и светимостью этой звезды (рис. 13.3). Хабблу удалось измерить периоды этих цефеид, определить их светимость по формуле Ливитт и, измерив яркость этих звезд, вычислить расстояние до них. Получился ошеломляющий вывод: туманность Андромеды удалена от нас на непостижимое расстояние в почти миллион световых лет, то есть расположена далеко за известными пределами Млечного Пути.

Рис. 13.3. Генриетта Ливитт, открывшая отношение между периодичностью и светимостью переменных звезд-цефеид. Это отношение сыграло ключевую роль при измерении расстояний до ближайших галактик. Снимок предоставлен: Американский институт физики, фотография из архива Emilio Segre

На снимках туманности Андромеды с захватом ее краев угловой диаметр этой галактики составляет 2°. Длина окружности равна 2π (чуть больше 6) умножить на радиус окружности. Таким образом, если у нас есть гигантский круг радиусом чуть менее миллиона световых лет, то длина его окружности составит около 6 миллионов световых лет. Два градуса – это 1/180 от дины окружности (вся длина окружности содержит 360°). На основании этих данных Хаббл сделал вывод, что диаметр туманности Андромеды должен равняться около 6 миллионов световых лет/180, то есть эта галактика должна иметь примерно 30 000 световых лет в поперечнике. Таким образом, он выяснил два очень интересных факта об этой галактике: 1) галактика Андромеды имеет практически такой же диаметр, как и Млечный Путь, и 2) галактика Андромеды расположена далеко за пределами Млечного Пути.

Более того, небо изобиловало и другими спиральными туманностями, чей угловой размер был значительно меньше, и все они были тусклее туманности Андромеды. Если предположить, что эти объекты подобны туманности Андромеды, то они должны находиться еще дальше. Это был эпохальный момент в истории наших представлений о космосе. Хаббл продемонстрировал, что туманность Андромеды, а также, по аналогии с ней, другие спиральные туманности сопоставимы по размеру с галактикой Млечный Путь и удалены от нас на невообразимые расстояния. Подтвердилась гипотеза Канта о том, что спиральные туманности – это «островные вселенные», столь же крупные, как и сам Млечный Путь. Границы наблюдаемой Вселенной мгновенно расширились самым радикальным образом.

Спустя два десятилетия астрономы поняли, что в небе существует несколько типов переменных звезд-цефеид. После внесения всех поправок выяснилось, что Хаббл существенно недооценилрасстояние до галактики Андромеды. По современным данным, до нее 2,5 миллиона световых лет. Более того, на снимках, сделанных с современных телескопов (где используются цифровые технологии, а не фотопленка), видно, что внешние, сравнительно тусклые области галактики Андромеды простираются так далеко, что она занимает примерно 3° неба. Если исходить из таких увеличенных значений, получается, что туманность Андромеды (конечно, теперь уже известно, что это не туманность, а галактика) имеет диаметр 130 000 световых лет, то есть она немного крупнее Млечного Пути. Все-таки оценка Хаббла была недалека от истины, и именно он верно определил, что туманность Андромеды – это отдельная галактика, похожая на Млечный Путь. Даже приблизительной оценки хватило, чтобы ответить на главный вопрос, поднятый в дискуссии между Шепли и Кёртисом: Шепли ошибался, а Кёртис был прав.

Галактика Андромеды – всего одна, самая крупная из ближайших к нам галактик. Снимки, которые Хаббл сделал при помощи телескопов в обсерватории Маунт-Вилсон, продемонстрировали, что небо изобилует галактиками. Галактика Андромеды действительно имеет форму спирали, но рукава ее просматриваются плохо, отчасти потому, что мы видим диск практически с ребра. Но у других галактик – гораздо более грандиозные и стройные спиральные рукава.

Рассмотрим галактику Вертушка, упомянутую выше (см. рис. 13.1). Ее мы видим практически плашмя, поэтому спиральные рукава хорошо видны. У нее – те же основные элементы, что и у Млечного Пути, в частности, есть балдж (он немного меньше, чем балдж Млечного Пути) и три спиральных рукава, исходящих из центра. Спиральные рукава галактики Вертушка отчетливо голубые, то есть в них содержится довольно много горячих (а значит, молодых) массивных звезд. Таким образом, звездообразование там протекает в спиральных рукавах, точно как в Млечном Пути. Кроме того, по спиральным рукавам идут темные «вены» – это пылевые облака, расположенные в пределах диска и рукавов галактики, как и в Млечном Пути. Балдж желтоватый – значит, находящиеся там звезды в среднем не столь горячие, как в рукавах. Молодые жаркие звезды, заметные в рукавах, в балдже просто отсутствуют. Это общая закономерность, которая прослеживается в большинстве спиральных галактик, в том числе в Млечном Пути и в галактике Андромеды: сравнительно молодые звезды и области активного звездообразования сосредоточены в диске и в рукавах, более старые – в балдже.

Снимок галактики Вертушка усыпан множеством ярких точек. Эти звезды – не из галактики Вертушка; учитывая расстояние до нее (20 миллионов световых лет), отдельные звезды Вертушки должны казаться гораздо тусклее. Это звезды из нашего Млечного Пути, до которых, возможно, несколько тысяч световых лет, попавшие в поле зрения. Они напоминают капельки дождя на ветровом стекле автомобиля. Опять же, этот пример напоминает, что мы наблюдаем плоскую проекцию трехмерных небес; не ощущая глубины, мы не знаем, какие объекты ближе, а какие – дальше. Фактически некоторые тусклые объекты, расположенные на самой периферии этого изображения, – уже другие галактики, до которых не миллионы, а миллиарды световых лет. Угловой диаметр галактики Вертушка на небе составляет примерно полградуса. Учитывая, что до нее 20 миллионов световых лет, ее истинный диаметр составляет около 170 тысяч световых лет, то есть она вдвое больше Млечного Пути.

Рис. 13.4. Галактика Сомбреро. Сомбреро – спиральная галактика с большим балджем, мы видим ее практически с ребра. Снимок предоставлен: NASA и Hubble Heritage Team (Ассоциация университетов по астрономическим исследованиям (AURA)/ Научный институт космического телескопа (STSCi)), космический телескоп «Хаббл», ACS STScI-03–28

Галактика на рис. 13.4 называется Сомбреро. У нее огромный балдж (гораздо больше, чем у Млечного Пути), полностью доминирующий над всей галактикой, которая, таким образом, напоминает по форме широкополую шляпу. Галактика расположена так, что мы видим ее практически с ребра, и мы видим, насколько тонок ее диск, но ее спиральная структура не просматривается. При таком расположении галактики очевидна роль пыли, локализованной в плоскости диска, а на диске видны красивые темные полосы («окантовка» полей шляпы), точно такие, как и в нашей Галактике.

Не у всех галактик есть диск – некоторые состоят из одного балджа, в котором преобладают старые звезды и почти нет пыли и газа. Хаббл назвал такие галактики эллиптическими.

На рис. 13.5 изображено скопление галактик в созвездии Персея, где сотни эллиптических галактик сосредоточены в области пространства поперечником около миллиона световых лет. Действительно, почти все галактики на этом снимке эллиптические. Кроме того, на переднем плане мы видим множество звезд – это густо расположенные звезды из Млечного Пути, за которыми расположено скопление Персея.

Рис. 13.5. Центр скопления галактик в созвездии Персея, сфотографированный из Слоановского цифрового обзора неба. Снимок предоставлен: Слоановский цифровой обзор неба и Robert Lupton

Большинство ярких галактик – эллиптические или спиральные, но некоторые галактики не вписываются ни в одну из этих двух групп, и они попросту называются неправильными галактиками, так как имеют неправильную форму. Именно к этой категории относится Большое Магелланово Облако – миниатюрная галактика-спутник (14 000 световых лет в поперечнике), обращающаяся вокруг Млечного Пути на расстоянии примерно 160 000 световых лет. На рис. 12.1 эта галактика заметна у левого края, прямо над куполом обсерватории. В самом деле, она так близко, что ее легко рассмотреть невооруженным глазом.

Расстояние между Млечным Путем и галактикой Андромеды – примерно 2,5 миллиона световых лет, что примерно в 25 раз больше размера самих этих галактик. Расстояние между галактиками довольно велико по сравнению с их диаметрами, поэтому большая часть объема Вселенной приходится на межгалактическое пространство – пространство между галактиками. Однако в главе 12 мы узнали, что расстояние от Солнца до ближайшей звезды составляет примерно 30 миллионов солнечных диаметров. А расстояние до ближайшей галактики – всего 25 диаметров Млечного Пути. Даже если вам удастся осмыслить размеры отдельных звезд, межзвездные расстояния сложно уложить в голове. Но если привыкнуть к размерам галактик, то расстояния между ними покажутся совсем небольшими. Учитывая, что (с поправкой на их размеры) галактики расположены достаточно тесно, совсем не удивительно, что они часто сталкиваются.

Галактика Головастик (рис. 13.6), удаленная от Земли примерно на 400 миллионов световых лет, образовалась в результате столкновения большой и малой спиральных галактик, причем меньшая из них выглядит сильно искореженной, она засела между спиральными рукавами большей вверху слева. Из-за гравитационного взаимодействия между двумя галактиками один из спиральных рукавов большей вытянулся в длинный хвост (примерно 300 000 световых лет), усеянный горячими голубыми звездами. Центр большей галактики довольно пыльный, о чем свидетельствуют темные полосы. В настоящее время Млечный Путь и галактика Андромеды летят навстречу друг другу под действием взаимного гравитационного притяжения. Когда они столкнутся (это произойдет примерно через 4 миллиарда лет), гравитационные приливные взаимодействия, вероятно, породят такие же звездные «хвосты», как и в галактике Головастик.

Астрономы десятилетиями спорили о том, что происходит при таком слиянии галактик. После того как через несколько сот миллионов лет они «утрясутся», превращаются ли они в эллиптические галактики? На самом деле, здесь мы подходим к базовому вопросу о том, как вообще формируются галактики. Звезды в эллиптических галактиках, как правило, старше, чем в спиральных, – таким образом, эллиптические галактики образовались на более ранних этапах истории Вселенной. Балджи, окруженные спиральными рукавами, принципиально похожи на эллиптические галактики, а значит, и они могли сформироваться схожим образом. Газ, впоследствии оседающий на уже сформированную эллиптическую галактику, может остывать слишком быстро, так что звезды из него образоваться не успевают. При таком остывании газ теряет энергию, но не момент импульса, поэтому из него может получиться тонкий вращающийся диск. В таком случае эллиптическая галактика может превратиться в спиральную. Детали этого процесса по-прежнему плохо понятны и активно обсуждаются.

Рис. 13.6. Галактика Головастик, снимок космического телескопа «Хаббл». На самом деле это две слившиеся галактики, и в процессе слияния у них вырос длинный хвост. На снимке заметно множество тусклых, более далеких галактик. Снимок предоставлен: Научно-инженерная группа по обслуживанию усовершенствованной обзорной камеры (ACS), NASA

Нужно еще кое-что добавить к рассказу о галактике Головастик. Если присмотреться, то можно заметить в кадре россыпь гораздо более мелких галактик. Это полноценные галактики, которые просто расположены гораздо дальше (поэтому они кажутся тусклее и меньше). До некоторых – миллиарды световых лет. Их свет летел к нам миллиарды лет; мы наблюдаем эти галактики не в нынешнем виде, а такими, каковы они были в гораздо более молодой Вселенной. Телескоп – это машина времени: он показывает далекое прошлое и позволяет изучать процессы развития галактик в масштабах космического времени. Разумеется, каждую галактику мы видим лишь в определенный момент ее истории, но, сравнивая свойства далеких галактик, наблюдаемых в окружающей Вселенной, можно размышлять о том, как совокупность галактик менялась в течение миллиардов лет, а далее переходить к вопросам, когда образовались галактики и почему некоторые из них спиральные, а другие – эллиптические.

При очень длительных экспозициях телескоп «Хаббл» показал тысячи тусклых далеких галактик на небольшом участке неба, занимающем всего несколько минут дуги (см. рис. 7.7). Итак, в наблюдаемой Вселенной порядка 100 миллиардов галактик. Каждая из этих едва различимых точек – это целая галактика, такая же, как Млечный Путь, и в ней более 100 миллиардов звезд. Умножив 10¹¹звезд на 10¹¹ галактик, делаем вывод, что в наблюдаемой части Вселенной около 10²² звезд, это поистине умопомрачительное число. Что мы понимаем под «наблюдаемой частью Вселенной»? Как образуются галактики? Чтобы ответить на эти вопросы, нужно понять, как развивается сама Вселенная, – именно к этому вопросу мы сейчас и переходим.