Большое космическое путешествие - страница 72
Еще одна очень интересная форма несветящейся материи, содержащейся в Млечном Пути, локализуется прямо в центре Галактики. Если наблюдать эту область Млечного Пути в инфракрасном диапазоне, то пыль – не помеха. Звезды в самом центре Галактики движутся по эллиптическим кеплеровским орбитам, и большая полуось орбиты такой звезды составляет всего 1000 а.е. (1/60 светового года), а период – около 20 лет. Объект, вокруг которого они все вращаются, невидим, но, опять же, законы Ньютона позволяют определить его массу. Этот объект тяжелее Солнца в немыслимые 4 миллиона раз. Он очень небольшой (определенно меньше орбит тех звезд, что вращаются вокруг него) и, следовательно, исключительно плотный и при этом невидимый. По всей видимости, это черная дыра, один из наиболее захватывающих объектов во Вселенной; мы подробно поговорим о черных дырах в главах 16 и 20. Итак, изучая Млечный Путь, мы добрались до переднего края физики: окраины Галактики заполнены экзотическими элементарными частицами, а в центре Галактики притаилась массивная черная дыра.
Глава 13
Вселенная галактик
Автор: Майкл Стросс
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.
