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

Автор книги: Игорь Новиков

Соавторы: Александр Шаров
сообщить о нарушении

Текущая страница: 5 (всего у книги 15 страниц)

Кончился съезд и вместе со своими коллегами Хаббл отправился в поездку по научным ж техническим центрам Голландии, Германии и Англии. Надо было заботиться о строительстве нового 200-дюймового рефлектора и его оснащении.

Зимой 1932 г. Хаббл закончил последнюю работу, посвященную туманности Андромеды. Ею он как бы прощался с ближайшими космическими соседями, устремляясь к более далеким звездным системам. Правда, через 5—6 лет вместе с Бааде и Хьюмасоном Хаббл обнаружил в галактиках Местной группы 60 новых цефеид, но результаты так и не опубликовал.

Просматривая лучшие снимки туманности Андромеды, Хаббл заменил многочисленные диффузные объекты. Круглые, достаточно концентрированные, но все же непохожие на звезды, они находились и на фоне туманности, и далеко за ее пределами. Самые яркие выглядели незвездными непосредственно в окуляре телескопа даже лучше, чем на фотографиях. Несколько объектов в фокусе инструмента внимательно рассмотрел и Хьюмасон. У одного удалось измерить и лучевую скорость. Она оказалась отрицательной и была близка к скорости самой туманности. Все говорили о том, что обнаруженные объекты – это шаровые скопления в составе туманности Андромеды. Но, по-видимому, какие-то сомнения у Хаббла оставались, и новые объекты он именовал «предварительно идентифицированными шаровыми скоплениями». История науки показала, что такая осторожность была излишней. Но тогда, в начале 30-х гг., и де Ситтеру, и Шепли, внимательно изучившим труд Хаббла, казалось, что новые объекты могут быть не шаровыми, а рассеянными скоплениями. Шепли, все еще верившего в результаты ван Маанена, очень смущало то, что, признав скопления шаровыми, мы с неизбежностью должны были удалить спиральные галактики на расстояния в миллионы световых лет.

Хаббл тщательно изучает 140 найденных, им скоплений – измеряет звездные величины, размеры, характеризует степень их компактности. Практически во всем они походили на скопления нашей Галактики. Хаббл лишь отметил, что в среднем они были заметно слабее галактических. Тогда он еще не мог предполагать, что расстояние туманности Андромеды, казалось бы вполне надежное, через четверть столетия придется серьезно увеличить.

Как и в нашей Галактике, шаровые скопления группировались к центру звездной системы. Но некоторые из них обнаруживались и очень далеко, до двух с половиной градусов от центра туманности Андромеды. А это означало, что по скоплениям она простиралась не менее чем на 30 кпк. Нашлись шаровые скопления и в северном спутнике туманности – NGG 205.

Полтора десятка подобных объектов Хаббл обнаружил в туманности Треугольника, удаленной от нас примерно на такое же расстояние, как и туманность Андромеды. Уже тогда он отметил их две интересных особенности: по сравнению со скоплениями в туманности Андромеды они были примерно на полторы звездных величины слабее и самые яркие имели голубой цвет. Сейчас стало ясно, что в галактиках шаровые скопления возникали в разное время; либо почти все в эпоху формирования самих галактик – более красные объекты, либо продолжали возникать немногие миллионы лет назад – голубые.

Прошло более пятидесяти лет. Еще при жизни Хаббла число известных скоплений в туманности Андромеды Бааде удвоил. Много новых объектов прибавилось в ней и в туманности Треугольника в последние годы, когда их поиски стали вестись с телескопами системы Ричи– Кретьена, дающими четкие изображения на большом поле. И каждый последующий автор неизменно отдает должное тому, кто первым начал изучение шаровых скоплений в галактиках Местной группы.

Красное смещение. Предшественники

 Открытия, большие и малые, всегда имеют свою предысторию. И это не случайно. «...Наука последовательна, систематична по существу, обладает „внутренней логикой", каждый последующий шаг в науке опирается на предыдущий» (С. И. Вавилов). Так было и с законом красною смещения – главным открытием Хаббла, доказывающим расширение Вселенной.

В 1893—1894 гг. в тогда еще маленьком городке Флагстаффе в Аризонской пустыне богатый американец Персиваль Ловелл построил частную обсерваторию. История знает несколько примеров, когда детские и юношеские интеллектуальные увлечения ярко разгорались в душе вполне сложившегося человека, заставляя его отбросить все прожитое и целиком отдаться науке. Вспомним хотя бы Генриха Шлимана, упорно искавшего легендарную Трою,– сначала торговца, банкира и даже купца первой гильдии в Петербурге, а уже потом археолога. Нечто подобное произошло и в жизни Ловелла, в детстве любителя астрономии. В судьбах этих двух людей есть даже немало общего: оба преуспевающие бизнесмены, оба побывали во многих странах, нажили изрядный капитал и затем отдали его на любимое дело. Оба решили изменить привычную жизнь, и сделали это в возрасте, когда менять ее, говоря по-житейски, уже было поздно.

Под влиянием удивительных открытий Скиапарелли Ловелл стал убежденным сторонником идеи существования разумной жизни на Марсе. Для ее подтверждения и была создана новая обсерватория. В 1897 г. в деревянной цилиндрической башне установили достаточно крупный по тем временам 24-дюймовый рефрактор. Поблескивающий латунными деталями, сейчас инструмент выглядит старомодным и даже неуклюжим, а тогда он казался верхом совершенства.

В 1901 г. на обсерваторию пришел работать Весто Мелвин Слайфер, только что получивший степень бакалавра в университете штата Индиана. Ловелл и Слайфер во многом были непохожими. Один – яркий, темпераментный, мастер блестящего слова. Другой – сосредоточенный, тщательный в работе, замкнутый, не особый любитель публичных выступлений.

Не будучи астрономом по образованию, Ловелл, тем не менее, хорошо представлял себе значение недавно зародившейся астроспектроскопии и для своей обсерватории заказал превосходный спектрограф.

Особенно большие надежды связывались тогда с возможностью определять лучевые скорости. Энтузиаст этого дела и также любитель астрономии англичанин сэр Уильям Хеггинс в преддверии XX века писал: «В недалеком будущем этот метод работы без сомнения займет важное место в астрономии и, по-видимому, именно благодаря ему в грядущем столетии будут сделаны многие важные открытия».

 Весной 1902 г. со спектрографом начал работать Слайфер. Ловелла интересовал не только Марс, но также и проблема происхождения Солнечной системы, и несколько лет спустя он предложил Слайферу сделать попытку установить вращение туманности Андромеды, в которой в ту пору видели как бы прообраз планетной семьи в процессе формирования согласно схеме Мультона – Чемберлина.

К этому некоторые основания были. В 1888 г. в библиотеке Королевского астрономического общества в Лондоне была выставлена для обозрения фотография туманности Андромеды, снятая Исааком Робертсом. На фотографии обнаружились такие детали, о которых не подозревал ни один человек, наблюдавший до тех пор туманность визуально в телескоп. В некотором роде она напоминала Сатурн – в ее центре находилось яркое сгущение без четких очертаний, вокруг которого при достаточном воображении виделись более или менее симметричные диффузные кольца. Роберте первым высказал предположение о том, что туманность Андромеды – пример зарождающейся солнечной системы.

Слайфер решил задачу, поставленную Ловеллом: вращение туманности Андромеды было установлено. Но на этом пути он сделал более важное открытие и в его замечательном научном наследии первая небольшая заметка о спектре туманности занимает особое место. Семнадцатого сентября 1912 г. с экспозицией почти в семь часов Слайфер получил спектр туманности Андромеды и впервые измерил ее лучевую скорость.

Результат оказался столь неожиданным, что Слайфер до конца года снял еще несколько спектрограмм и только после подтверждения решился его опубликовать. Лучевая скорость составляла – 300 км/с. Туманность Андромеды приближалась к нам со скоростью, еще невиданной ни у одного небесного объекта. Неизвестно, какие предчувствия охватывали Слайфера, когда он заканчивал свою заметку, но ее последние слова оказались пророческими. Он писал: «Расширение работы на другие объекты может дать результаты фундаментальной важности».

Когда Слайфер рассказал Ловеллу о своем успехе, тот воскликнул: «Похоже, что Вы сделали великое открытие. Проверьте для подтверждения еще несколько туманностей». Профессор Джон Миллер своему бывшему университетскому воспитаннику написал: «Думается мне, что Вы нашли золотую жилу и, старательно работая, сможете сделать вклад такого же значения, как вклад Кеплера, но только совсем в ином роде». Вскоре Слайфер получил спектр туманности NGC 4594 в Деве. Ее скорость оказалась равной 1000 км/с.

На Ловелловской обсерватории началась упорная работа. "Уже на фотографирование спектра туманности Андромеды целиком уходила длинная осенняя ночь. Остальные туманности были намного слабее, и для них требовались экспозиции в десятки часов. Наблюдения одного объекта растягивались на многие ночи, а порой и на весь безлунный период. К концу 1914 г. у Слайфера уже были спектры около 40 туманностей и звездных скоплений и для 15 туманностей он попытался измерить лучевые скорости. О своих результатах он рассказал на съезде Американского астрономического общества, где впервые присутствовал Хаббл, а в январском номере журнала «Популяр астрономи» за 1915 г. опубликовал краткую статью.

Все туманности имели огромные скорости – от двух-трех сотен до 1100 км/с. Но что самое интересное, почти все скорости были положительными. Сначала исследователь думал, что знаки скоростей объектов к северу и югу от Млечного Пути различны. Это могло означать, что туманности как единый рой летят сквозь Млечный Путь. Но дальнейшие наблюдения показали, что отрицательную скорость имела лишь туманность Андромеды и ее ближайшие соседи на небе. Средняя скорость туманностей составила 400 км/с, что раз в 25 превышало скорость звезд.

Когда появляется каталог скоростей каких-то объектов, возникают две естественные задачи: определить прежде всего движение Солнца относительно их. совокупности и попытаться связать скорости с какими-то характеристиками объектов. Осторожный в работе Слайфер понимал, что лучевых скоростей еще маловато, и первую задачу решать не стал. Да и в дальнейшем, когда материал уже значительно возрос, он продолжал считать результаты изучения движения Солнца лишь предварительными.

Сопоставляя же видимое сжатие туманностей с лучевой скоростью Слайфер заметил, что сплюснутые туманности движутся быстрее. Создавалось впечатление, что они несутся в пространстве вперед не плашмя, а ребром Тут обычная осмотрительность Слайферу изменила. На самом деле эффект оказался всего лишь игрой случая при малом числе объектов.

Не прошло и года, как в тот же журнал поступила небольшая заметка, написанная сотрудником университета штата Айова Труменом. Автор не был сколько-нибудь заметной фигурой в астрономии – научных статей у него мало и особого интереса они не представляют. Но этой работой он оставил свое имя в истории науки как первый в ряду предшественников Хаббла в деле изучения движения туманностей.

Если Солнце летит среди некоторой группы объектов и компоненты его скорости по трем осям координат, направленным в точку весеннего равноденствия, в точку на 90° от нее в плоскости небесного экватора и в полюс, X, Y и Z, то наблюдаемая лучевая скорость равна

X cos α ∙ cos δ +  sin α ∙ cos δ + Z sin δ = Vr,

где α и δ – небесные координаты: прямые восхождения и склонения объектов. Имея ряд объектов, можно решить систему таких уравнений, найти X, Y и Z и определить полную скорость Солнца, а также направление его движения. Так Трумен и поступил. Нового в методе ничего не было. Астрономы уже давно применяли его к звездам. Новыми были впервые анализируемые туманности.

На самом деле кинематическое уравнение не точно и отражает лишь движение Солнца относительно всей группы объектов, тогда как каждый из них движется еще и относительно другого. Поэтому искомые величины получаются с ошибками тем значительнее, чем меньше число объектов, больше их собственная подвижность и хуже точность лучевых скоростей. Неуверенность в решении Трумена была немалой, но общий результат представлялся все же реальным. Солнце двигалось к точке между созвездиями Стрельца и Козерога – своему апексу – со скоростью 670 км/с или, что равносильно, совокупность туманностей с той же скоростью летела в противоположном направлении.

Ничего не зная о работе Трумена, два канадских астрофизика из обсерватории Виктории, специалисты по спектрально-двойным звездам Юнг и Харпер, также взялись за решение кинематической задачи. И метод, и материал оставались одинаковыми, а небольшие отличия были лишь техническими. Уже собираясь посылать заметку в журнал, они получили работу Трумена и убедились, что их результаты практически совпадают с результатами американца. Скорость в 598 км/с, найденную ими, они назвали скоростью Вселенной.

В середине 1916 г. в «Публикациях Тихоокеанского астрономического общества» появилась еще одна работа на ту же тему. Ее автор, ассистент Ликской обсерватории Паддок подошел к проблеме несколько по-иному. Пусть направление движения Солнца уже известно (он брал его по Юнгу и Харперу или задавался некоторыми другими значениями), тогда выражение для лучевой скорости любой туманности можно записать в виде

V _¤∙ cos λ + K = Vr.

Угол λ – это угловое расстояние на небесной сфере между апексом Солнца, движущегося относительно туманностей с полной скоростью V _¤, и исследуемым объектом. Паддок впервые ввел для туманностей так называемый K-член, некую добавку к солнечной скорости. В случае звезд такой член уже вводили и еще в 1903 г. его существование обнаружили американцы Фрост и Адаме, а затем в 1910 г. подтвердили голландский астроном Каптейн и тот же Фрост. Формально положительный K-член означал, что вся совокупность звезд в среднем удаляется от нас со скоростью К. Уже потом выяснилось, что могут быть и другие причины появления K-члена, связанные не с реальным движением, а со смещением спектральных линий в поле тяготения массивных звезд или в общем поле тяготения больших масс Вселенной согласно теории относительности.

Какие бы варианты решений Паддок ни делал, K-член всегда оказывался в пределах 248—338 км/с и положительным. Из его знака следовало, что туманности «удаляются не только от наблюдателя или нашей звездной системы, но и друг от друга». Полученное решение, «несомненно, должно содержать постоянный член, чтобы представить действительное расширение или член в спектральных смещениях линий, не связанный со скоростями»,—писал Паддок. Для туманностей К-член по величине резко отличался от звездного, составлявшего всего лишь несколько километров в секунду.

В США уже вышло три работы с анализом скоростей туманностей, а тот, кто тратил на получение материала бессонные утомительные ночи, все еще молчал. И только 13 апреля 1917 г. на заседании Американского философского общества Слайфер выступил с докладом «Туманности». Философское общество объединяет ученых разных специальностей и два других доклада на этом заседании никакого отношения к астрономии не имели. Сообщение Слайфера во многом было популярным обзором как общих данных о туманностях, так и работ, выполненных им самим. Он рассказывал о трудностях наблюдений туманностей, упомянул о том, что туманности вращаются. Слайфер продолжал верить, что туманности летят в пространстве вперед своим краем. (Любопытно, что и пять лет спустя об этом же писал Вирц и только в 1925 г. Лундмарк закрыл вопрос, не обнаружив корреляции между лучевой скоростью туманностей и их сжатием.)

Но ценность доклада была в другом. Упорно продолжая работать, Слайфер к 1917 г. довел число туманностей с измеренной лучевой скоростью до 25. «Средняя скорость .с учетом знака положительна, она указывает, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с. Это может означать, что спиральные туманности разлетаются,– говорил Слайфер и тут же с осторожностью добавлял,– но их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют склонность к образованию скоплений». Этот аргумент, не играющий здесь на самом деле никакой роли, вероятно, казался ему очень существенным.

Можно было бы ожидать, что теперь хозяин возросшего материала сам подробно изучит движение Солнца. Но этого не произошло. Слайфер по-прежнему говорил о подобных исследованиях как деле будущего и лишь предварительно указал, что движение Солнца со скоростью в 700 км/с направлено к созвездию Козерога.

Звезды, окружающие Солнце, такого движения не показывали. В этом различии Слайфер видел подтверждение идеи о том, что туманности представляют собой отдельные острова Вселенной. О работах Трумена, Юнга и Харпера он почему-то совсем не вспомнил.

Заканчивая свой доклад, Слайфер твердо заявил, что изученные им туманности – это явно не те объекты, из которых могли формироваться солнечные системы, подобные нашей.

На полях Европы, Ближнего Востока и Закавказья бушевала первая мировая война. Обычно тесные связи между странами порвались и ученые Старого и Нового Света плохо знали, что делается в науке по обе стороны Атлантики. А между тем в Германии и в Нидерландах как раз в это время удалось получить важнейшие результаты, имеющие прямое отношение к удивительным лучевым скоростям туманностей, измеренных Слайфером. Альберт Эйнштейн в Берлине сформулировал свое космологическое уравнение и в предположении стационарности Вселенной нашел его решение. В этом решении гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума, введенные им, уравновешивались тяготением вещества, заполняющего Вселенную. Год спустя, в остававшихся нейтральными Нидерландах профессор Лейденского университета Биллем де Ситтер рассмотрел астрономические следствия теории относительности. Он нашел, что решение Эйнштейна не единственное. Если предположить, что во Вселенной средняя плотность вещества очень мала, то эйнштейновские силы отталкивания будут преобладать над тяготением вещества и вызовут его расширение, разлёт. Космические силы отталкивания пропорциональны расстоянию, поэтому и скорости взаимного удаления частиц вещества (под частицами можно понимать и отдельные галактики) будут пропорциональны расстоянию.

В 1916 и 1917 гг. три статьи об эйнштейновской теории гравитации и ее астрономических приложениях, написанные де Ситтером по предложению Эддингтона, были переправлены в Англию и опубликованы в ежемесячном журнале Королевского астрономического общества. Из-за войны список лучевых скоростей туманностей Слайфера до де Ситтера не дошел и он знал только об измерении скоростей туманности Андромеды и еще двух туманностей. Ему оставалось лишь отметить, что в отличие от туманности Андромеды у других объектов скорости положительны. Но де Ситтер полагал, что «спиральные туманности вероятнее всего находятся среди самых далеких объектов, которые мы знали». Он с уверенностью предсказывал, что «у очень удаленных объектов мы должны ожидать высокие или особенно высокие лучевые скорости».

Началась европейская часть истории изучения движений туманностей.

В конце 1917 г. сотрудник Страсбургской обсерватории Карл Вильгельм Вирц, ничего не зная о работе Паддока, также ввел в кинематические уравнения К-член... Вообще работа Паддока прошла на удивление незаметно. Даже Хаббл, подробно описывая в книге «Мир туманностей» труды своих предшественников, Паддока не вспомнил и считал, что введение K-члена – это заслуга Вирца.

Вирц заключил, «что система спиральных туманностей по отношению к нынешнему положению Солнечной системы, как центра, движется прочь со скоростью примерно 656 км/с».

Через четыре года, располагая уже 29 лучевыми скоростями, вдвое больше прежнего, Вирц повторил свое исследование, в сущности получив тот же результат. Кажется, в этой работе он впервые кратко назвал K-член – красным смещением.

А в промежутке между двумя работами Вирца такой же расчет с K-членом сделал и Лундмарк. Тогда еще природу туманностей в сущности не знали и вместе со спиралями и Магеллановыми Облаками Лундмарк использовал также и планетарные туманности. Но спиралей было большинство и из всех вариантов его решений также неизменно следовал общий вывод: K-член очень велик и имеет положительный знак.

Пока Паддок, Вирц и Лундмарк определяли K-член, Слайфер в одиночестве продолжал измерять все новые лучевые скорости. Число туманностей с известными лучевыми скоростями неуклонно росло и в 1925 г. их насчитывалось уже 45. Но анализом полученных данных Слайфер по-прежнему не занимался.

Вероятно, войной и нарушением связей следует объяснить, почему ни Вирц, ни Лундмарк о теории де Ситтера в своих статьях тогда не упоминали.

В годы войны де Ситтер не только разработал приложение эйнштейновской теории к астрономии, но сделал и другое важнейшее дело, в конечном итоге подтолкнувшее изучение красного смещения.

В Нидерландах он мог получать литературу из Германии и делиться научными новостями со своими английскими коллегами, став посредником между учеными двух воюющих держав. Именно он в 1916 г. посылает Эддингтону статью Эйнштейна, знакомит его с общей теорией относительности и привлекает внимание к одyому из следствий теории, которое можно было бы проверить. Глава английской астрономии сразу же понял значение работы Эйнштейна и вместе с Дайсоном, тогдашним королевским астрономом, энергично берется за подготовку, несмотря на продолжающуюся войну, экспедиции для наблюдения полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. Фотографируя звезды вокруг полностью затмившегося Диска Солнца, можно убедиться, отклоняется ли луч света, проходя около гравитирующего тела, как это предсказывала теория Эйнштейна.

При наблюдении затмений многое зависит от случайностей. Месяцы подготовки, затраты средств и времени, порой длительные путешествия, а результатов может не быть просто из-за плохой погоды, случайно набежавшего облачка. Так происходило и на этот раз. В день затмения на острове Принсипи у побережья Африки, куда прибыла одна из двух английских экспедиций, разразился сильнейший дождь. Погода стала чуть улучшаться, когда затмение уже началось и Солнце частично было закрыто Луной. Снимать затмение пришлось сквозь облака. И все же на нескольких снимках Эддингтон обнаружил следы звезд. Тщательные измерения показали, что звезды действительно смещены, причем так, как это требовали выводы Эйнштейна. Теория Эйнштейна триумфально подтвердилась. «Вся Англия только и говорит, что о Вашей теории,– писал Эддингтон в декабре 1919 г. Эйнштейну,– она произвела потрясающую сенсацию».

Весть о подтверждении теории относительности разнеслась по всему миру. Теперь нужно было искать и другие следствия теории, и работы де Ситтера указывали исследователям-эмпирикам нужное направление поиска. Необходимо было проверить, есть ли действительно связь лучевых скоростей с расстоянием далеких объектов.

Первым на эту задачу откликнулся Вирц. Весной 1924 г. он публикует статью «Де Ситтеровская космология и радиальные движения спиральных туманностей». Но откуда взять расстояния туманностей? Ведь в то время даже для ближайших туманностей – Андромеды и Треугольника – Хаббл еще не получил своих результатов. И Вирц решается взять за меру расстояний видимые диаметры туманностей, полагая, что истинные их размеры в среднем одинаковы. В этом предположении, чем дальше туманность, тем меньше будет ее видимый диаметр. Искомая связь между видимым размером и скоростью, а вернее намек на нее, обнаружилась: чем меньшие туманности он брал, тем больше оказывалась у них лучевая скорость. Но зависимость, полученная Вирцем, была не совсем той, что предсказывалась теорией. Там линейная зависимость должна наблюдаться между скоростью и расстояниями, а Вирц, вероятно, чтобы как-то смягчить слабую обоснованность своей гипотезы, вместо размеров туманностей решил брать их логарифмы. И еще одно мешало доверять полученному результату. Обнаружилось, что со скоростью коррелирует также и поверхностная яркость туманностей. У концентрированных туманностей скорость была больше. Тогда еще не догадывались, что это столь частый в астрономии эффект селекции. Просто среди в целом слабых объектов для наблюдений выбирались те, у которых поверхностная яркость выше, особенно в центре. Тогда их спектры можно было сфотографировать за обозримые экспозиции.

Летом того же года завершил подобное исследование и Лундмарк. И перед ним стояла та же трудная проблема расстояний туманностей. Естественно, приходилось снова опираться на гипотезу их одинаковых размеров. Ее Лундмарк дополнил предположением о том, что и светимости туманностей равны. Комбинируя два подхода, Лундмарк получил расстояния всех туманностей в относительных единицах. В качестве же самой единицы он принял расстояние туманности Андромеды. Но четкого, убедительного результата и на этот раз получить не удалось. «Нанося лучевые скорости против относительных расстояний,– заключал Лундмарк,– мы находим, что между двумя величинами может быть связь, хотя и не очень определенная».

Следующий, 1925 г. опять не принес ничего решающего. В работу по изучению движений туманностей, наконец, включился и американский астроном – сотрудник обсерватории Маунт Вилсон Густав Стрёмберг. Но и материал по лучевым скоростям, и предположение о видимом блеске туманностей как мере расстояния, оставались прежними. Опять получился не более чем намек на зависимость скорости от расстояния. «Мы не нашли достаточных оснований считать, что существует какая-либо зависимость радиальных движений от расстояния от Солнца» – четко и, вероятно, с разочарованием сделал Стрёмберг свой вывод.

Когда он уже закончил работу, неутомимый Лундмарк опубликовал новое исследование. На этот раз он попытался представить эффект красного смещения в кинематических уравнениях не обычным K-членом, а выражением с постоянным членом и двумя членами с расстоянием в первой и второй степенях. Искомые коэффициенты определились крайне неуверенно. Но, поскольку коэффициент при квадрате расстояния оказался отрицательным, Лундмарк заключил, что «у спиралей едва ли можно обнаружить лучевые скорости, превышающие 3000 км/с». Не прошло и пяти лет, как этот рубеж остался позади.

Последнюю, и в сущности – безуспешную попытку установить связь скорости с расстоянием туманностей, вновь опираясь на их видимые диаметры, сделал немецкий астроном Дозе в 1927 г.