Текст книги "Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла"

Автор книги: Игорь Новиков

Соавторы: Александр Шаров
сообщить о нарушении

Текущая страница: 3 (всего у книги 15 страниц)

Проблема, над которой трудился Хаббл в первые годы на Маунт Вилсон, была решена. Перед ним открывалось новое, неоглядное поле исследований – внегалактические туманности.

Изучая галактические туманности, Хаббл, несомненно, думал и о туманностях вне полосы Млечного Пути, возвращаясь к вопросам, занимавшим его еще до войны. Уже не первый год на обсерватории фотографировались эти объекты, особенно в весенние ночи, когда Млечный Путь лежит вдоль горизонта. На снимках, полученных на крупнейших инструментах, перед наблюдателями предстал мир объектов разнообразнейших и одновременно во многом общих форм. Первой стала задача разобраться в структурах объектов, выявить их основные типы.

Классификацией галактических и внегалактических туманностей Хаббл начал заниматься одновременно. По множеству снимков он выделил четыре типа внегалактических туманностей: спиральные, удлиненные (куда включил веретенообразные и овальные), шарообразные и иррегулярные, которые не удавалось отнести к остальным типам.

Эта классификация была некоторым компромиссом между теми, что уже предлагались в науке. Кертису, например, казалось, что вообще туманностей всего лишь три типа – планетарные, диффузные и спиральные. Однако снимки с большими рефлекторами убеждали, что Далеко не все туманности, видимые в удалении от Млечного Пути, обязательно имеют спиральную структуру. Среди них немало и таких, у которых нет и признаков спиральных рукавов, и они выглядят на негативах эллиптическими с падающей к краю яркостью. Пример тому – ближайший сосед спиральной туманности Андромеды, почти круглая туманность М32. Иные же туманности, несомненно, имели неправильную форму.

Другой крайностью были излишне подробные или описательные классификации без сколько-нибудь четких критериев. Так, Макс Вольф уже давно предлагал схему из 23 типов, приписать которые конкретной туманности порой далеко не просто. Очень нечеткой была и классификация Рейнольдса.

В комиссии по туманностям Международного астрономического союза американские ученые представили классификацию Хаббла. Из нее убрали только лишнее слово «удлиненные» и два подтипа – «веретенообразные» и «овальные» – обрели самостоятельное значение. Но президент комиссии француз Бигурден просто игнорировал труд тогда еще мало известного американца и в своем отчете предложил уже опубликованную собственную классификацию. Поддержки это не встретило и вскоре шведский астроном Кнут Лундмарк писал Кэмцбеллу, директору Ликской обсерватории: «Я восхищен работой Бигурдена, но должен повторить, что испытываю разочарование при чтении его отчета».

В 1922 г. президентом комиссии стал видный американский астроном Весто Слайфер. К нему стали стекаться все идеи об исследованиях туманностей.

Хаббл в это время находился под влиянием эволюционных представлений Джинса. Не он одна думал тогда, что в многообразии форм внегалактических туманностей кроется эволюционный смысл. В документе американской секции комиссии по туманностям говорилось: «По-видимому, мы преуспели в эволюционной классификации звезд и с некоторой надеждой можем ожидать то время, когда нечто подобное станет возможным пытаться сделать и с туманностями». В одном из писем Слайферу Хаббл замечал: «Для понимания физического смысла наблюдатель может рассматривать теорию Джинса как путеводную нить, которая позволит сделать классификацию негалактических туманностей наглядной». И все же он проявлял большую осторожность. «В предлагаемой ныне схеме сознательно сделана попытка игнорировать теорию и разобраться с данными только с наблюдательной точки зрения» – такими словами предваряет Хаббл новую и уже фактически окончательную схему классификации, которую направил Слайферу 24 июля 1923 г.– «Я посылаю Вам,– писал он,– некоторые заметки о системе классификации туманностей, основанной на фотографических изображениях. Вместо того чтобы превратить их в статью для публикации, мне казалось бы лучше предложить ее комиссии по туманностям, как основу для обсуждения, результатом которого могла бы стать классификация, одобренная комиссией и утвержденная Международным астрономическим союзом».

Классификация Хаббла стройна и проста. Он разбил все внегалактические туманности на три типа: эллиптические – Е, спиральные – S и иррегулярные I. Первые имеют эллиптическую форму с разным сжатием, от почти круглых до очень сплюснутых. Вторые, с характерными спиральными рукавами, разбиваются на нормальные спирали S, в которых рукава исходят из центральной области, и пересеченные спирали SB с прямой, проходящей через центр перемычкой, от которой и начинаются рукава. В соответствии с тем, как закручены рукава, сколь быстро они удаляются от центра, туманности обозначаются буквами a, b и c и условно называются ранними, промежуточными и поздними. И, наконец, последний тип – это галактики неправильной формы.

Описание классификации было разослано членам комиссии по туманностям. В феврале 1924 г. Хаббл вновь обратился к Слайферу: «Мистер Хейл считает, что систему классификации мне следовало бы опубликовать. Я же предпочитаю, чтобы дело шло через комиссию, если это возможно в пределах достаточно коротких сроков».

Летом 1925 г. в Кембридже, Англия, собрался второй съезд Астрономического союза. Комиссия по туманностям довольно холодно отнеслась к новым предложениям Хаббла. Ее членам казалось, что в классификации все-таки заложены понятия, вызывающие мысли о еще мало изученных физических свойствах туманностей. Хотелось чисто описательной системы, и классификацию Хаббла, как официальную,, комиссия не утвердила.

Весной 1926 г. вдова известного английского астронома Исаака Робертса миссис Дороти Клампке-Робертс (она была членом комиссии) во французском научно-популярном журнале публикует отчет о работе комиссии. Классификацию Хаббла она называет прекрасной и впервые излагает ее в печати. Теперь уж не только члены комиссии, но и все астрономы могли познакомиться с нею.

Вероятно, убедившись, что через комиссию его классификация не пройдет, в сентябре 1926 г. Хаббл посылает в «Астрофизикл джорнэл» большую статью о внегалактических туманностях. В декабре она уже вышла в свет. А краткий очерк классификации появился в августовском номере «Публикаций Тихоокеанского астрономического общества». Теперь Хаббл не только дает описания, но приводит и фотографии характерных представителей всех типов внегалактических туманностей. Около 97% всех рассмотренных туманностей обладали центральной симметрией, и только 3% Хаббл отнес к иррегулярным. «Хотя было твердое стремление найти описательную классификацию, совершенно независимую от теоретических соображений, результаты оказались почти идентичными с последовательностью развития газовых масс, установленной Джинсом из чисто теоретических исследований. Согласие весьма многозначительно, и теорию Джинса следовало бы использовать как для интерпретации наблюдений, так и для целенаправленных исследований. Однако следует иметь в виду, что основа классификации описательная и совершенно не зависит от какой-либо теории»,– так в целом подытожил Хаббл результаты своей работы.

Классифицировав туманности с известными видимыми интегральными звездными величинами, Хаббл приступил к их статистическому исследованию. Он обнаружил, что эти звездные величины и диаметры туманностей связаны между собой, а параметр этой связи закономерно меняется от круглых ко все более сплюснутым эллиптическим туманностям и далее от ранних к поздним спиралям. Тогда этот результат казался Хабблу по-видимому особенно интересным. Но с современной точки зрения гораздо важнее было другое, Хаббл уже знал расстояния семи туманностей, и смог оценить их полные истинные светимости или, говоря на языке астрономов, абсолютные звездные величины. Определены были и абсолютные величины самых ярких звезд в их составе. Оказалось, что абсолютные величины туманностей довольно близки. А если это так, то открывался путь по видимым звездным величинам хотя бы приближенно судить о расстояниях тех туманностей, в которых даже с самыми мощными телескопами различить отдельные звезды уже нельзя. И поныне видимая величина остается единственной мерой расстояния галактик, когда все прочие методы уже бессильны.

Хаббл получил и другой важнейший результат. Подсчитывая туманности в зависимости от звездной величины он установил, что чем они слабее, тем больше обнаруживается их на пластинках. И это происходило так, как должно быть при достаточно равномерном распределении объектов в пространстве. Одна туманность в среднем приходилась на 1017 кубических парсеков, грубо говоря, они отстояли друг от друга на расстоянии 570 килопарсеков.

Итак, в 1923 г. Хаббл сообщил разработанную им классификацию членам комиссии по туманностям Международного астрономического союза, а три года спустя она была полностью напечатана в самом известном журнале. И вдруг совершенно неожиданно весной 1926 г. Кнут Лундмарк предложил свою систему классификации, во многом похожую на хаббловскую.

Лундмарк также разделил все туманности на галактические и, как он называл, «анагалактические», а последние – на эллиптические, спиральные и объекты типа Магеллановых Облаков, т. е. неправильные.

Двадцать второго июня возмущенный Хаббл пишет Слайферу: «Я вижу, что Лундмарк опубликовал «Предварительную классификацию туманностей», исключая практически номенклатуру, совпадающую с моею собственной. Он беззастенчиво игнорировал мое существование и претендует на то, что это исключительно его собственная идея. Я официально обращаю на это Ваше внимание, поскольку не намерен позволить ему таким легким способом присвоить результаты упорного труда». Резкое письмо послал Хаббл и Лундмарку. «Могли ли Вы вообразить, чтоб коллеги радушно принимали Вас, зная, что нужно публиковаться до того, как они расскажут о своих результатах?» – гневно спрашивал он. Неприязнь к Лундмарку осталась у Хаббла на всю жизнь. Совсем по другому поводу о недоверии к нему как ученому и человеку Хаббл писал Шепли: «Необходимы независимые исследования и подтверждения всего, что бы он ни опубликовал... Он смешивает хорошее и плохое, факты и выдумки таким образом, что общий смысл его результатов совершенно вводит в заблуждение».

Основания для таких писем, несомненно, были. На протяжении двух лет с июня 1921 г. Лундмарк работает на Маунт Вшгсон бок о бок с Хабблом. Как будто бы ничто не омрачало тогда отношений двух ученых, и они вместе исследуют интересную сверхновую Z Центавра. Именно тогда Хаббл разрабатывает свой первый вариант классификации туманностей, печатает его в «Астрофизикл джорнэл», и Лундмарк просто не может об этом не знать, живи он в эти годы даже не в Америке, а у себя на родине в Швеции. Наконец, о работе Хаббла можно было прочесть и в другом журнале – «Публикациях Тихоокеанского астрономического общества», где доктор Адаме описывал успехи обсерватории за 1922– 1923 гг.

В этой неприятной истории трудно объяснить и другое. Лундмарк присутствовал на заседании комиссии по туманностям, когда обсуждалась схема Хаббла. Но в своей статье он ни словом не обмолвился о том, что, казалось бы, должен был слышать в Кембридже. Он упомянул Хаббла только раз и только потому, что тот предложил термин «галактические туманности». Все это выглядело очень странным.

Американские исследователи Харт и Верендзен попытались разобраться в том, как создавалась классификация галактик. «Обоснованность утверждений Хаббла до сих пор не доказана,– считают они,– хотя два замечания сделать можно. Во-первых, в отличие от хаббловской, статья Лундмарка явно не опиралась на работу Джинса и не обращалась к какой-либо эволюционной схеме, а во-вторых, Лундмарк работал над классификацией по крайней мере с 1922 г.».

Едва ли можно с этим согласиться. Хабблу, несомненно, нравилась теория Джинса, но он не раз подчеркивал независимость своей схемы от нее. В мае 1922 г. Лундмарк сообщил Кемпбеллу о том, что одно из направлений его работы на Маунт Вилсон, заинтересовавшее Хейла, «будет статистическим исследованием известных спиралей в связи с вопросом классификации негалактических туманностей». Едва ли из этих слов следует, что одновременно с Хабблом и независимо от него Лундмарк занимался той же проблемой. А других, более весомых доказательств у историков астрономии, видно, не нашлось.

В пользу Лундмарка говорит лишь одно. Все-таки его схема не повторяет заново хаббловскую. Так, классификацию эллиптических туманностей Лундмарк делает не по видимому сжатию объектов, а по концентраций света к их центру. Разнообразнее и критерии для спиральных туманностей: здесь и концентрация света, и общий вид рукавов и т. п.

В большой и интересной работе 1927 г. о внегалактических туманностях Лундмарк с благодарностью вспомнил многих коллег с Маунт Вилсон, но только не Хаббла. Он ответил ему столь же резко. Да, он действительно приезжал в Кембридж, но тогда еще не был членом комиссии по туманностям и ничего не знал ни о меморандуме Хаббла, ни о работах того по классификации после 1922 г. Собственная же его схема – отнюдь не повторяет хаббловскую. А если уж вспоминать прошлое, язвительно замечал Лундмарк, то термин «эллиптические» и «спиральные» туманности впервые употребили Александер и Росс задолго до Хаббла, еще в середине прошлого века.

Много лет прошло с тех пор, и сейчас ссора двух астрономов может волновать лишь историков науки. Сама же наука сделала однозначно выбор в пользу классификации Хаббла, так никогда официально и не утвержденной. «Она очень проста, – говорил замечательный астроном Вальтер Бааде,– но по существу нет особого смысла в создании схемы классификации, учитывающей все мелкие детали спиральной структуры. О достоинствах системы Хаббла я говорю по опыту. Я использовал ее 30 лет и, хотя упорно искал объекты, которые действительно нельзя было бы уложить в хаббловскую систему, их число оказывалось столь ничтожным, что я могу их пересчитать по пальцам... Если не говорить о двойных системах, то я уверен, что число исключений станет до неправдоподобности малым. Настолько эффективна система Хаббла».

Но утвердилась она не сразу. В 1927 г. Рейнольдс выступил с возражениями. Классификация казалась ему слишком упрощенной, не отражающей многих деталей туманностей. И он хотел, чтобы астрономы вернулись к его собственной системе, дополнив ее новыми критериями. В ответе Рейнольдсу Хаббл напомнил свой исходный принцип: «Большой диапазон в структурных Деталях существует, и именно по этой причине первая общая классификация по возможности должна быть простой». Попытался и Шепли, комбинируя подходы Лундмарка и Хаббла, создать новую компромиссную систему. Но ни одна из классификаций – Рейнольдса, Лундмарка и Шедди – так и не привилась.

Вот уже более 60 лет классификация Хаббла служит науке и все усовершенствования не затронули ее существа.

В 1979 г. Ланг и Гингерич выпустили интереснейший сборник «Книга первоисточников по астрономии и астрофизике, 1900—1975», в которой слово в слово воспроизвели все главнейшие исследования, определившие облик нашей науки за три четверти столетия. Высокая честь выпала на долю трех работ Хаббла, и первой среди них была его статья о классификации внегалактических туманностей. Вторая доказывала, что такие туманности – грандиозные звездные системы далеко в пространстве за границами нашей Галактики, а третья содержала закон их движения – закон Хаббла.

Острова Вселенной

Уже около полутораста лет со времен Вильяма Гершеля астрономы изучали бесчисленные туманности – открывали все новые объекты, измеряли их координаты, описывали. Но истинная природа туманностей оставалась загадочной. Одни считали, что туманности связаны с миром окружающих нас звезд, другие смело предполагали, что это независимые звездные системы, подобные нашей Галактике, но только удаленные на огромные расстояния. То одна, то другая конкурирующая точка зрения находила своих приверженцев.

Двадцать шестого апреля 1920 г. Национальная академия наук США организовала в Вашингтоне диспут между двумя ведущими астрономами – Харлоу Шепли и Гербертом Кертисом. И хотя главной темой диспута было строение нашей Галактики, был затронут и вопрос о том, что представляют собой спиральные туманности.

– «Спиральные туманности – не внутригалактические объекты,– утверждал Кертис,– а островные вселенные, подобные нашей собственной Галактике».

– «Факты противоречат тому, что спиральные туманности являются галактиками звезд, сравнимыми с нашей собственной. Пока нет никаких причин отказываться от гипотезы, что спиральные туманности вообще состоят не из звезд, а представляют собой подлинно диффузные объекты»,– отвечал Шепли.

В споре истина не родилась, да она и не могла тогда родиться – решающих аргументов и прежде всего, данных о расстояниях туманностей у участников дискуссии не было.

Из всех туманностей особенно выделяется крупнейшая туманность в созвездии Андромеды, известная человечеству уже по крайней мере тысячу лет, с тех пор как ее впервые упомянул в своем трактате выдающийся арабский астроном X века Аль-Суфи. История изучения туманности Андромеды в Европе началась с 1612 г., когда, ничего не зная о книге Аль-Суфи, обнаружил ее с помощью телескопа немецкий астроном Симон Мариус. В свои еще несовершенные инструменты туманность рассматривали Флемстид, Кассини, Мессье (он и внес ее в свой знаменитый каталог под номером 31) и многие другие. Не раз наблюдал ее Гершель. Его представления о туманности непрерывно менялись. То ему казалось, что она вот-вот должна разложиться на отдельные звезды, то представлялась диффузной, наподобие многих других, как потом выяснилось, газовых объектов.

В 1885 г. в туманности вспыхнуло новое светило – яркая звезда, знаменитая сверхновая S Андромеды. Несколько лет спустя богатый английский любитель астрономии Исаак Роберте на телескопе с зеркалом в 20 дюймов получает серию негативов туманности. На его прекрасных снимках у туманности обнаружились спиральные рукава, а на них уже можно было разглядеть отдельные точки – звезды. О том, что объект не сгусток газа, говорили и спектральные наблюдения. Уильям Хеггинс, также английский любитель астрономии, в свой визуальный спектроскоп не увидел ярких эмиссионных линий в спектре ядра туманности, как можно было бы ожидать по примеру многих других диффузных объектов в Млечном Пути. В последний год прошлого столетия Шайнер в Потсдаме уже сфотографировал спектр туманности. Эмиссионные линии также не обнаружились, и Шайнер сделал обоснованный вывод о том, что туманность Андромеды (а реально речь шла о ее яркой центральной части) – звездная система.

Решающее значение в проблеме природы и туманности Андромеды и других похожих на нее объектов имело бы определение расстояний. Юлиус Франц в Кенигсберге сделал безуспешную попытку определить тригонометрический параллакс сверхновой 1885 г. В 1907 г. Шведский астроном Карл Волин также пытался по фотографиям измерить параллакс туманности. Согласно его исследованию она находилась от нас на удалении всего лишь в 19 световых лет – результат фантастический в своей ошибочности. Не удалось получить сколько-нибудь надежных данных и другим астрономам.

Прогресс наметился лишь с тех пор, когда в туманности Андромеды стали открывать новые звезды. Просматривая снимки одной из спиральных туманностей маунтвилсоновский астроном Джордж Ричи неожиданно обнаружил появление в ней новой звезды. Теперь мы знаем, что это была не новая в обычном смысле, а сверхновая. Но тогда о разделении таких внезапно вспыхивающих звезд на два различных класса еще не знали. Сразу же было решено изучить снимки и других туманностей. На старых пластинках туманности Андромеды вскоре обнаружились две новые. Заметка Ричи, опубликованная в 1917 г., была первой о новых звездах в этой туманности. В тот же и последующие годы об открытии других новых сообщили Шепли, Ричи, Дункан, Санфорд и Хьюмасон. Открытия следовали одно за другим, и в 1922 г. в туманности Андромеды была отмечена уже двадцать первая новая.

Кертис первым осознал, что яркая звезда 1885 г. серьезно отличается от остальных новых в туманности Андромеды, значительно более слабых, и ее не следует принимать во внимание при определении расстояния. В 1919 г., используя только обычные новые и сравнивая их с такими же объектами в Галактике, Лундмарк нашел, что расстояние туманности составляет 550 000 световых лет или 170 000 парсеков. Это было уже существенным шагом вперед.

Тем не менее полной уверенности в том, что новые звезды в туманности Андромеды при таких определениях можно сопоставлять с галактическими новыми, еще не было. Нельзя было положиться и на то, что давали другие косвенные методы. Требовалось найти такие объекты, которые могли бы служить бесспорными индикаторами расстояний.

Летом 1923 г. Хаббл энергично приступил к наблюдениям туманности на 60– и 100-дюймовом рефлекторах главным образом для того, чтоб накопить материал для статистического исследования новых. На первой же хорошей пластинке, снятой 4 октября на 100-дюймовом инструменте, он обнаружил сразу две новых и еще одну, слабую переменную звезду. Она-то и была его главным открытием. В сохранившемся в архиве списке негативов с оценками блеска переменной против 4 октября рукой Хаббла написано: «Найдена на этой пластинке 10 октября 1923 г.», а на стекле негатива он зачеркнул букву «N» возле звезды – новая – и крупно пометил «Var!» – переменная. Хаббл обнаружил звезду еще на нескольких десятках негативов, начиная с осени 1909 г., когда на 60-дюймовом телескопе работал Ричи. Уже 23 октября он сумел определить период переменной и построить кривую ее блеска. Пластинки были довольно разрозненными по времени и ему хотелось иметь еще и непрерывный ряд наблюдений. Прошли ненастные ноябрь и декабрь 1923 г., а затем и январь наступившего нового года. Неожиданно в феврале выдалась ясная устойчивая погода. Почти неделю, с 2 по 7 число Хаббл каждую ночь фотографировал туманность Андромеды. Звезда быстро увеличивала свой блеск. Стало несомненным, что это типичная цефеида, захваченная на восходящей ветви кривой блеска.

До Хаббла ни один астроном не пытался открывать цефеиды в туманности Андромеды. Без пользы пролежала у Шепли собранная им коллекция ее снимков. Лишь в сентябре 1924 г., ничего не зная об успехе Хаббла, Лундмарк на заседании Немецкого астрономического общества сказал, что в туманности Андромеды следует искать цефеиды, которые позволят надежно определить ее расстояние.

В астрономии непросто найти объекты, сыгравшие более важную роль, чем цефеиды. Еще в 1908 г. сотрудница Гарвардской обсерватории мисс Генриетта Ливитт установила, что у переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке периоды изменения блеска связаны с их блеском, видимыми звездными величинами. Звезды находились в сущности на одном расстоянии от нас, и исследовательнице стало ясно, что «их периоды, по-видимому, связаны с их реальной излучающей способностью». Своим поведением звезды напоминали переменные, известные в шаровых скоплениях. О том, что это цефеиды, догадался знаменитый датский астроном Эйнар Герцшпрунг. Он же впервые попытался связать периоды цефеид с их истинной светимостью, абсолютными звездными величинами,– Установить зависимость период – светимость.

В руках астрономов оказался мощный метод определения расстояний. В принципе достаточно найти период изменения блеска цефеиды, что сделать не так уж трудно, и по нему приписать звезде на основе зависимости период – светимость абсолютную величину. Сопоставив далее видимую и абсолютную величины, можно оценить и расстояние цефеиды, а если она входит в состав, скажем, туманности Андромеды, то и расстояние самой туманности.

Девятнадцатого февраля Хаббл впервые поделился своим результатом в письме к Шепли – знатоку переменных звезд. Он писал: «Вам будет интересно услышать, что я обнаружил цефеиду в туманности Андромеды (М 31). В этот сезон я наблюдал туманность так часто, как только позволяла погода, а за последние пять месяцев выловил 9 новых и 2 переменные... Две переменные были найдены в прошлую неделю [вероятно, следовало бы сказать – подтверждены]. Номер один примерно в 16' предшествует ядру и располагается на слабом неравномерном фоне, но как раз в пределах рукавов. По ряду звезд сравнения величины были оценены довольно наспех, но кривая блеска построена по всем имеющимся наблюдениям с 1909 г. до настоящего момента... Я думаю, что амплитуда переменной не может быть ошибочной более чем на 0,3 ^m, а медианная величина на 0,5 ^m.

Вложение в письмо – это копия нормальной кривой блеска, которая, сколь бы грубой она ни была, несомненным образом показывает характеристики цефеид... По Вашей зависимости период – светимость период в 31,415 дня соответствует [абсолютной величине] М = —5 ^m. Медианная фотографическая величина, примерно 18,5 ^m, нуждается в некоторой поправке за показатель цвета, Сирс, как максимум, предлагает 0,9 ^m, хотя Ваша кривая период – цвет для Магеллановых Облаков указывает на большую величину. С сирсовским значением медианная величина 17,6 ^m, а тогда расстояние становится несколько более 300000 парсеков...» (см. рис. 1, с. 52).

Самое главное заключалось в последней фразе отрывка. Цефеида позволяла надежно установить, что туманность Андромеды, к которой звезда, несомненно, принадлежала, удалена от нас почти на миллион световых лет. Отсюда немедленно следовало, что туманность Андромеды находится далеко за пределами нашей звездной системы, что и она, и Галактика и, вероятно, более слабые малые туманности – равноправные острова Вселенной. Представлениям, которыми жил Шепли, пришел конец. Это он понял сразу.– «Я была в его кабинете,– вспоминала видный гарвардский астроном Сесилия Пейн-Гапошкина,– когда пришло хаббловское письмо и он протянул его мне.– «Вот письмо, которое разрушило мою вселенную»,– сказал он».

Двадцать четвертого февраля Шепли ответил Хабблу: «Баше письмо, рассказывающее об урожае из новых и пары переменных звезд в направлении туманности Дндромеды, наиболее любопытно из того, что я читал за долгое время... Вторая, более слабая переменная (цефеида) – в этом отношении чрезвычайно важный объект».

Хаббл обнаружил в спиральных рукавах и другие слабые переменные, но пока изучить их еще не успел. Обо всем этом подробно рассказывалось в годичном отчете обсерватории, но о самом важном – об оценке расстояния туманности Андромеды – не было сделано даже намека. Видно, Адамс, сменивший Хейла на посту директора, решил быть осторожным и пока подождать результатов изучения других звезд.

Наблюдательный сезон 1923—1924 гг. для Хаббла вообще был очень удачным. Он открыл 10 новых звезд и тем самым пополнил список этих объектов в туманности Андромеды сразу же до номера 32. Среди них некоторые были очень интересными. Так, одна новая оказалась крайне медленной и оставляла свой след на пластинках с октября 1921 г. в течение пяти с половиной лет. Никакой другой подобной ей новой в туманности мы не знаем до сих пор. А три были найдены на таких больших расстояниях от центра, где новых еще не встречалось.

Хаббл обладал счастливой способностью одновременно и интенсивно заниматься несколькими темами. В эти годы, не оставляя туманность Андромеды, он исследовал еще две звездные системы – NGG 6822 и туманность Треугольника М 33.

Первую в 1884 г. обнаружил американец Барнард, наблюдая на своем 5-дюймовом рефракторе. Это был слабый, с трудом различимый объект. Правда, на следующий год, при наблюдении с другим инструментом, объект показался Барнарду уже ярче, и он даже счел его переменной туманностью. По фотографиям, снятым в Гейдельберге в 1906—1907 гг., немецкий астроном Макс Вольф описывал объект как группу маленьких туманностей. Лишь в 1922 г. его природа стала яснее. Перрайн в Кордове сфотографировал этот достаточно южный объект на 30-дюймовом рефлекторе. Он очень напоминал Магеллановы Облака в миниатюре и состоял из звезд и нескольких диффузных туманностей. Такой же вид он имел и на негативах 100-дюймового телескопа, полученных Дунканом в июле 1921 г. Необычность объекта подметили и по снимкам 10-дюймовой камеры, и он был включен в программу для подробного исследования на крупных инструментах.

С июня до ноября в 1923 и 1924 гг. Хаббл получил около 40 негативов NGC 6822 и обнаружил там переменные звезды, среди которых, как и в туманности Андромеды, встречались цефеиды.

Несколько позже Хаббл обратил свое внимание еще на один интересный и крупный объект – туманность Треугольника М 33.

История ее исследований началась довольно давно. Двадцать пятого августа 1764 г. знаменитый ловец комет парижский астроном Шарль Мессье открывает новую туманность, которую заносит потом в свой каталог под номером 33. Туманность привлекала многих. С помощью своих огромных для того времени телескопов Вильям Гершель наблюдает ее неоднократно. Ему порой даже кажется, что туманность распадается на отдельные звезды. В середине прошлого века на телескопе с зеркалом в 6 футов (2 метра) – «Парсонстаунском левиафане» – лорд Росс визуально обнаруживает спиральную структуру в виде пяти отдельных рукавов. Неоднократно астрономы измеряют положение туманности и ее деталей относительно звезд, надеясь в будущем определить собственное движение,– ведь тогда ясных представлений о расстоянии подобных объектов еще не было.

Первые фотографии туманности были получены Исааком Робертсом в девяностых годах прошлого столетия. Снимок, воспроизведенный в его знаменитом «Атласе», ничем не отличается от современных. Вся туманность оказалась усыпанной слабыми и несколько размытыми звездами.

В дальнейшем центр исследования туманности Треугольника, как и туманности Андромеды, перемещается из Европы в Америку, где входят в строй крупные телескопы. В 1899 г. ее фотографирует Килер на Кросслеевском 36-дюймовом рефлекторе Ликской обсерватории, а десять лет спустя, на еще большем – 60-дюймовом инструменте на Маунт Вилсон прекрасные фотографии получает Ричи. На его снимках отлично видны звезды. Однако настоящими звездами он их не признает. «Все спирали, включая и М 33, содержат большое число нежных звездообразных конденсаций, которые я буду называть туманными звездами» – писал Ричи, насчитавший их в М 33 около двух с половиной тысяч. Явно под влиянием космогонических представлений того времени он продолжил: «Вероятно, это звезды в процессе их формирования».

Начиная с 1919 г. туманность Треугольника регулярно фотографируют на 100-дюймовом рефлекторе Дункан, Пиз и другие астрономы. В 1921 г., по-видимому, первым Лундмарк заговорил о том, что туманные звезды Ричи это самые обычные звезды. Более того, если ярчайшие из них имеют такую же абсолютную величину, как и их аналоги в Галактике, расстояние туманности Треугольника должно быть очень велико – до 300 000 парсеков.