Если в тёмную, безоблачную ночь где-нибудь на природе, лучше всего в горах, невооруженным глазом взглянуть на небо, то помимо ярких звезд на нём можно обнаружить и несколько туманных пятен без чёткой точки свечения.

Особенно заметна такая светящаяся туманность – в форме продолговатого овала – в районе созвездия Андромеды. Туманность Андромеды (такое название получило это пятно) была отражена на нескольких звёздных картах, а один из астрономов в XVII веке так образно описал её: она «...напоминает огонёк свечи, на который смотришь ночью издали сквозь прозрачную роговую пластинку».

Подобные туманности – расплывчатые сгустки света – самым причудливым образом разбросаны на ночном небе, как вдоль, так и вне Млечного Пути.

Интересно проследить динамику открытия галактических туманностей. К 1700 году их было описано около десяти; а через 100 лет астроном Шарль Мосье включил в свой звёздный каталог уже 103 туманности, причем туманность Андромеды вошла в него под номером М31.

Громадный вклад в изучение галактических туманностей внёс Фредерик Уильям (Фридрих Вильгельм) Гершель (1738–1822), родившийся в Германии и в 1755 году переехавший в Англию.

Именно в Англии, сменив профессию музыканта на астронома, Уильям Гершель и осуществил свои замечательные открытия, что и позволяет считать его английским астрономом. Гершель сам сконструировал и изготовил самый большой для своего времени рефлекторный телескоп с диаметром зеркала в 129 см.

С его помощью он сделал ряд выдающихся астрономических наблюдений: открыл планету Уран, два её спутника и спутники Сатурна.

Постоянные наблюдения за Галактикой позволили Гершелю открыть несколько звёздных туманностей и комет, прийти к предположению о том, что Солнечная система входит в состав Млечного пути, имеющего форму диска.

Посвящая большую часть своего времени астрономии, Гершель не забывал и о музыке, сочинив несколько симфоний.

А вот как интересно Гершель описал одну из открытых им групп туманностей: «Я увидел двойные и тройные туманности, расположенные по-разному: большие туманности с малыми, словно бы со спутниками; узкие, но очень удлинённые, светящиеся туманности или яркие мазки; некоторые в форме веера, напоминающие щёточный электрический разряд, срывающийся со светящегося острия, другие же в форме комет с подобием ядра в центре».

Изданный Гершелем звёздный каталог (1864 г.) содержал около 2000 известных туманностей. Ещё через 50 лет их число возросло до 20 тысяч благодаря созданию нового поколения телескопов, наиболее крупные из которых имели 100-дюймовые рефлекторы.

Проведенные астрономами наблюдения позволили классифицировать «туманности» на основе их характерных признаков. Было установлено, что туманности неправильной формы, тесно связанные со звёздами и располагающиеся обычно в пределах нашей Галактики, относятся к газовым образованиям.

А вот вынести определённое суждение о природе туманностей, напоминающих спирали и разбросанных за пределами Млечного Пути, никак не удавалось. Именно неясность с физической природой спиральных туманностей и отсутствие методов, позволяющих измерить расстояние до них, и привели в начале XX века к принципиальному спору в сообществе астрономов и философов.

Сущность этого великого спора сводилась к двум взаимоисключающим точкам зрения, восходящим к Гершелю и иным астрономам.

Первое мнение. Поскольку спиральные туманности находятся за пределами Млечного пути, т.е. нашей Галактики, то они суть самостоятельные звёздные образования. Отсюда следовал вывод об островном характере Вселенной, состоящей из громадного множества Галактик, в том числе и нашей.

Подобного мнения о том, что во Вселенной существует множество звездных систем, придерживался и философ Кант.

Второе мнение. Нет оснований считать, что спиральные туманности есть звёздные системы, сравнимые с нашей Галактикой.

Таким образом, предметом спора была огромной важности мировоззренческая философская проблема: единственна ли во Вселенной звездная система Галактика, состоящая ориентировочно из 150 миллиардов звёзд различных типов, в число которых входит и Солнце со своими планетами, или она представляет собой только относительно «малый» мир, своего рода остров, среди множества других подобных миров–островов, объединённых в «большую» Мегагалактику.

Новые телескопы с большими рефлекторами диаметром в 60, а затем и 100 дюймов (1 дюйм=2,54 см), построенные в начале XX века, позволили обнаружить в туманности Андромеды звёздные образования, в том числе и так называемые новые звёзды. Но расстояние до них – обязательное условие для доказательства их внегалактического расположения – долгое время определить не удавалось.

Было известно несколько тригонометрических способов измерения расстояния до звезд при их относительно «близком» расположении от Земли. Но для далёких звёзд, в том числе входящих в туманность Андромеды, эти способы были непригодны.

Ключ к разрешению проблемы нашла женщина – астроном Генриэтта Ливитт из Гарвардской обсерватории в 1912 году.

В результате обработки 2400 наблюдений звёзд с циклическим характером колебаний величины блеска (такие звезды называются переменными или цефеидами) ей удалось обнаружить корреляцию между периодом колебания цефеид и их блеском, что, в свою очередь, позволяет вычислить расстояние до них.

Следующий, заключительный аккорд в затянувшемся споре сделал американский астроном Эдвин Хаббл. Наблюдая в течение долгих месяцев 1923–24 г.г. с помощью 100-дюймового рефлекторного телескопа, расположенного на горе Вилсон (США, штат Калифорния), за туманностью Андромеды, он первым обнаружил в ней цефеиду и определил период колебаний её светимости.

Это позволило Хабблу вычислить расстояние до туманности Андромеды, которое оказалось равным около 1,8 миллиона световых лет, что примерно в 20 раз превышает размеры нашей Галактики. (Напомним, световой год есть расстояние, которое свет при скорости 300000 км/с проходит за один год, т.е. равное 9,46•10¹² км.).

Всего Хаббл рассчитал расстояния до 9 разных галактик. Таким образом, «спор о мироздании» был завершён Эдвином Хабблом в пользу мнения, что Вселенная состоит из громадного множества (по современным представлениям нескольких сотен тысяч миллионов) островов–галактик и что наша Галактика, в которую входит Солнце с планетами, только одна из них.

Прошло всего 5 лет и тот же Хаббл сделал ещё одно выдающееся открытие, связанное с красным смещением в спектрах излучения галактик и свидетельствующее о расширении нашей Вселенной.

Чтобы вникнуть в сущность данного открытия и закона, названного именем Хаббла, обратимся к эффекту Доплера. В оптике эффект Доплера в согласии с теорией относительности состоит в изменении длины световых волн, излучаемых движущимся источником и воспринимаемых наблюдателем (рис.1):

где λ₀ – длина волны излучаемого сигнала, с – скорость света, v – абсолютное значение скорости относительного движения источника в инерциальной системе отсчета, Θ – угол между линией наблюдения и направлением источника относительно наблюдателя.

При взаимном удалении источника и наблюдателя угол Θ = 0 и поэтому согласно (1) длина волны λ > λ₀ , и весь спектр излучения смещается в сторону красного цвета, т.е. имеет место так называемое красное смещение (рис.2).

При взаимном сближении источника и наблюдателя угол Θ = ─ π и поэтому согласно (1) длина волны λ < λ₀ , и весь спектр излучения смещается в сторону фиолетового цвета, т.е. имеет место, так называемое фиолетовое смещение.

С другой стороны, по величине смещения спектра – красного или фиолетового – можно судить о скорости удаления или приближения объекта излучения. Так, например, для случая, показанного на рис. 2, отношение скоростей V/c= 0,3.

Результаты расчета графиков по формуле (1) зависимости относительного изменения длины волны (λ / λ₀) от скорости движения источника по отношению к скорости света x=V /c для пяти значений угла Θ в градусах построены на рис.3

Свет, излучаемый раскаленным непрозрачным предметом, имеет характерный спектр, зависящий от температуры тела и потому называемый тепловым. Поэтому, температуру звезды можно определять по спектру излучаемого света.

Хаббл многие годы посвятил определению расстояний до галактик и изучению их спектров излучения.

Обобщив результаты своих исследований, он обнаружил красное смещение спектров у большей частик галактик. По величине этого смещения согласно (1) Хаббл вычислил скорость их удаления.

В результате он установил следующую закономерность, названную позже законом Хаббла: скорость удаления галактик V прямо пропорциональна расстоянию до них R:

где Н – постоянная Хаббла (размерность (км/с) / Мпк ), R – расстояние до галактики (размерность мегапарсек – Мпк), 1 Мпк = 3,26 •10 ⁶ световых лет.

По современным представлениям постоянная Хаббла, являющаяся одной из фундаментальных констант космологии, равна Н = 70…80 (км/с) / Мпк.

Согласно (2) это означает, что для галактик, находящихся на расстоянии100 мегапарсек, скорость их удаления составляет 7000…8000 км/с. Закон Хаббла справедлив для всех галактик, что позволяет трактовать Вселенную как расширяющееся пространство.

Опубликованная в 1929 году Хабблом маленькая статья «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей», в которой он изложил содержание своего открытия, явилась веским доказательством в пользу нестационарной расширяющейся Вселенной. Тем самым наблюдательным путем было подтверждено теоретическое предсказание на ту же тему, высказанное российским учёным Александром Фридманом, полученное им в рамках общей теории относительности Альберта Эйнштейна.

Согласно современной космологической теории зарождение Вселенной произошло 15–20 миллиардов лет тому назад в результате «большого взрыва» сверхплотной и сверхмалой «ядерной капли», после чего галактики начали разбегаться (см., например, книгу английского физика-теоретика С. Хокинга «От большого взрыва до чёрных дыр». – М.Мир, 1990 г.).

Величина расширения Вселенной составляет 5–10% за каждую тысячу миллионов лет. Результаты наблюдений так называемого реликтового излучения особенно весомо подтверждают данную гипотезу.

Но окончательного мнения по поводу того, будет ли Вселенная расширяться вечно или начнет сжиматься через миллиарды лет, до сих пор нет. Всё зависит от средней плотности Вселенной. Если она окажется выше некоторого критического значения, то расширение Вселенной может прекратиться и начаться процесс её сжатия.

В заключение отметим, что имя Хаббла, первым наблюдательным путём доказавшего и существование множества галактик во Вселенной, и её расширение по причине «красного» смещения в спектрах звёзд далеких галактик, стоит в первом ряду великих астрономов.

Знаменательно, что телескоп с зеркалом диаметром 2,4 м, выведенный на околоземную орбиту с помощью американского корабля «Шаттл» в апреле 1990 года, был назван именем Хаббла.

Следует отметить, что создание космического телескопа явилось исключительно сложной инженерной задачей. Укажем в этой связи только одну цифру: точность изготовления зеркала составила всего 30 нм (рис. 4). С высокой точностью были изготовлены и другие части телескопа, в том числе все элементы оптической системы.

Выведенный на орбиту космический телескоп «Хаббл» позволил существенно расширить рамки оптической астрономии, регистрируя электромагнитные излучения в диапазонах, в том числе инфракрасном, недоступных на поверхности Земли из-за непрозрачности атмосферы.

Благодаря отсутствию влияния атмосферы разрешающая способность космического телескопа была повышена в 7—10 раз по сравнению с аналогичным телескопом, располагаемым на Земле.

Задание. Вычислите по формуле (1), как меняется длина волны при сближении и удалении двух объектов при скорости 1000 км/час в случае радиопередатчика частотой 3000 МГц.

В.И. Каганов, доктор технических наук, профессор МИРЭА