Математика космоса. Как современная наука расшифровывает Вселенную

В 1744 году Шарль Мессье составил первый систематический каталог туманностей. В первой его версии было 45 объектов, а в версии 1781 года их число увеличилось до 103. Вскоре после публикации этого варианта Мессье и его ассистент Пьер Мешен открыли еще несколько таких объектов. Мессье обратил внимание на особенно заметную туманность в созвездии Андромеды. Она известна теперь как M31, поскольку значилась под номером 31 в его списке.

Но каталогизация — это одно, а понимание — совершенно другое. Что же такое туманность?

Еще в 400 году до нашей эры греческий философ Демокрит предположил, что Млечный Путь — это совокупность крохотных звезд. Он также высказал идею о том, что вещество состоит из крохотных невидимых атомов. Демокритова теория Млечного Пути пребывала в забвении, пока в 1750 году Томас Райт не опубликовал свою «Оригинальную теорию, или Новую гипотезу Вселенной». Райт возродил предположение о том, что Млечный Путь представляет собой диск из звезд, расположенных слишком далеко от нас, чтобы их можно было различить по отдельности. Ему также пришло в голову, что туманности могут представлять собой нечто подобное. В 1755 году философ Иммануил Кант переименовал туманности в «островные вселенные», признав тем самым, что эти туманные пятнышки составлены из бесчисленных звезд, еще более далеких, чем звезды Млечного Пути.

В период с 1783 по 1802 год Уильям Гершель нашел еще 2500 туманностей. В 1845 году лорд Росс при помощи своего нового телескопа, очень внушительного и большого, разглядел в нескольких туманностях отдельные точечные источники света — первое значимое свидетельство того, что Райт и Кант, возможно, были правы. Но само это предположение оставалось на редкость спорным. Вопрос о том, находятся ли эти светлые пятнышки вне Млечного Пути — и, мало того, представляет ли собой Млечный Путь всю Вселенную, — оставался открытым еще в 1920 году, когда Харлоу Шепли и Хебер Кёртис проводили в Смитсоновском музее жаркие дебаты на эту тему.

Шепли считал, что Млечный Путь — это и есть Вселенная. Он утверждал, что если M31 — это такая же галактика, как Млечный Путь, то ее должны отделять от нас примерно 100 млн световых лет, а такое расстояние считалось слишком большим, чтобы в него можно было поверить. Вдобавок Адриан ван Маанен утверждал, что наблюдал вращение туманности Вертушка (M101). Если бы она находилась от нас так далеко, как предсказывала теория Кёртиса, то некоторые части ее должны были бы двигаться со сверхсветовой скоростью. Но еще одним гвоздем в крышку гроба стала новая в M31 — одна-единственная взорвавшаяся звезда, которая короткое время излучала больше света, чем вся туманность[65]. Трудно было представить себе, как одна звезда может сиять сильнее, чем миллионы других звезд, вместе взятые.

Этот спор разрешил в 1924 году Хаббл при помощи эталонных источников, обнаруженных Ливитт. В 1924 году он воспользовался телескопом Хукера — самым мощным из доступных на тот момент, — чтобы пронаблюдать цефеиды в M31. Связь между периодом и светимостью, найденная Ливитт, помогла ему определить, что расстояние до них составляет 1 млн световых лет. Это сразу поместило M31 далеко за пределами Млечного Пути. Шепли и другие астрономы пытались отговорить Хаббла от публикации таких абсурдных результатов, но тот не стал слушать советов и опубликовал их — сначала в The New York Times

, а затем и в научной статье. Позже оказалось, что ван Маанен ошибался, а новая Шепли в действительности была сверхновой и на самом деле какое-то время излучала больше света, чем вся галактика, в которой она находилась.

В ходе дальнейших исследований обнаружилось, что история с цефеидами не так проста, как казалось. Вальтер Бааде выделил среди цефеид два разных типа, для каждого из которых характерно свое соотношение периода и светимости, — это классические цефеиды и цефеиды II типа, и показал, что на самом деле M31 находится еще дальше, чем считал Хаббл. Согласно современным оценкам, расстояние до этой галактики составляет 2,5 млн световых лет.

* * *

Хаббла особенно интересовали галактики, и он придумал для них схему классификации, основанную на внешнем виде. Он выделил четыре основных типа галактик: эллиптические, спиральные, спиральные с перемычкой (с баром) и неправильные галактики. Спиральные галактики в особенности поставили перед учеными интереснейшие математические вопросы, поскольку они наглядно демонстрируют нам результат действия закона всемирного тяготения в гигантских масштабах — и закономерности при этом выявляются тоже поистине гигантские. При взгляде на ночное небо кажется, что звезды раскиданы по нему случайным образом, но если звезд достаточно много, то получаются образования загадочно правильной формы.