Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Американский астроном Харлоу Шепли (1885–1972) сместил Солнце из центра Галактики, куда ранее поместили его подсчеты звезд. Путь Шепли в науку оказался извилистым. В своих мемуарах он рассказал, что сначала хотел поступить в университет штата Миссури, чтобы изучать журналистику, но начало этого курса отложили на следующий год. Не желая терять время попусту, он решил пока послушать какой-нибудь другой курс и начал листать расписание лекций в университете. Первым предметом, название которого он смог произнести, оказалась астрономия. Вот так и решилась его судьба.

В 1914 году Шепли начал работать в обсерватории Маунт-Вилсон, которая обладала тогда крупнейшим в мире телескопом (1,5 м). Шепли занялся изучением цефеид в шаровых звездных скоплениях, чтобы использовать их для определения расстояний. Что такое шаровое звездное скопление? Большинство звездных скоплений — это не очень плотные группы из нескольких сотен звезд, например Плеяды в созвездии Телец. Но шаровые скопления совсем другие: они имеют сферическую форму, и число звезд в них может превышать миллион. В их центре изображения звезд сливаются и образуют ровно светящуюся туманность (рис. 20.8).

Рис. 20.8. Известны два типа звездных скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления более распространены. В них довольно молодые звезды слабее связаны друг с другом взаимным притяжением. Здесь представлено рассеянное скопление Плеяды («Семь сестер») в Тельце (а) и шаровое скопление омега Кентавра (б). Фото: Харри Лехто и Тапио Корхонен соответственно.

В нашей Галактике шаровые скопления крайне редки: известно немногим более сотни таких систем. Но для исследователей это очень важные объекты с нескольких точек зрения: в них содержится очень много звезд, они видны с большого расстояния и в них можно обнаружить звезды редких типов. Работая в обсерватории Маунт-Вилсон, Шепли нашел в шаровых скоплениях переменные звезды и использовал их для вычисления расстояний. Определив расстояния до дюжины скоплений, он понял, что у всех скоплений почти одинаковые диаметры. Поэтому он смог найти расстояние до остальных шаровых скоплений, используя их видимые диаметры как индикатор расстояния.

Этим методом Шепли определил расстояния уже до нескольких дюжин скоплений, а затем изобразил на рисунке их положение в пространстве, используя их расстояние и направление от Солнца. Оказалось, что шаровые скопления распределены почти сферически вокруг Галактики (рис. 20.9). В 1919 году Шепли обнародовал свои выводы: Галактика гораздо больше, чем думали ранее, исходя из подсчета звезд. Ее центр расположен не вблизи Солнца, а далеко в направлении созвездия Стрелец. «Вселенная Каптейна» — всего лишь малая часть нашей большой Галактики.

Это был смелый вывод, основанный на одном лишь классе небесных объектов. Кроме того, цефеиды стали новым индикаторомрасстояния, и люди поначалу с недоверием отнеслись к большим расстояниям, полученным Шепли. Теперь мы знаем, что эти расстояния по некоторым причинам были завышены (например, переменные звезды в шаровых скоплениях отличаются от «нормальных» цефеид), но его основная идея оказалась верной. По современным оценкам, диаметр Галактики около 100 000 световых лет, что примерно втрое меньше оценки Шепли.

Рис. 20.9. Харлоу Шепли использовал шаровые скопления для изучения структуры Галактики. На карте ясно видно, что Солнце расположено вдали от центра.

Космическая пыль между звездами.

Выводы Шепли вскоре получили косвенную поддержку от результатов двух новых работ. Это были исследования движения звезд, проведенные Бертилем Линдбладом в 1921 году и Яном Оортом в 1927 году, а также наблюдения Роберта Трюмплера, показавшие в 1930 году, что в Галактике есть межзвездная пыль, которая существенно ослабляет свет.