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

Автор книги: Игорь Новиков

Соавторы: Александр Шаров
сообщить о нарушении

Текущая страница: 7 (всего у книги 15 страниц)

В моделях расширяющейся Вселенной раньше галактики были ближе друг к другу, а средняя плотность превышала сегодняшнюю. Значит тогда скорость взаимного удаления галактик оказывалась больше и мы с неизбежностью должны прийти к выводу, что в прошлом был момент бесконечной плотности. (Тогда ни галактик, ни отдельных небесных тел еще не существовало, они возникли позже в ходе расширения Вселенной.) Этот момент формально бесконечной плотности вещества, момент начала расширения, называют космологической сингулярностью. В космологической сингулярности произошел «Большой взрыв», давший начальные скорости разлета вещества Вселенной.

Как давно это было? Оценку дать нетрудно. Если бы две галактики все время удалялись друг от друга с постоянной скоростью, то, поделив расстояние между ними на скорость, мы бы получили время, когда они находились в одном месте. Учтя же закон Хаббла V = Hr, найдем, что этот промежуток времени равен 1/H, независимо от расстояния. Таким образом, если бы скорость удаления каждой галактики не тормозилась тяготением, в момент 1/H они все находились бы в одном месте. На самом же деле в прошлом скорости были большие. Но, если плотность вещества во Вселенной не слишком превышает критическую, а это именно так, торможение по порядку величины сделанную оценку времени не изменит. Подставив значение H, найденное Хабблом, получим, что время 1/H  ≈ 2∙10 ⁹лет.

На рубеже двадцатых и тридцатых годов по радиоактивному распаду урана в земной коре был оценен, возраст нашей планеты – от двух до шести миллиардов лет. По относительному количеству изотопов урана 235 и 238 в горных породах Резерфорд также нашел, что возраст Земли около 3 миллиардов лет. В 1930 г. Эддингтон заметил, что время 1/H очень близко к возрасту радиоактивных элементов и сильно отличается от оценок возраста звезд. Тогда возраст звезд считался гораздо большим – около тысячи миллиардов лет. Так следовало из предположения, что источником энергии звезд служит превращение их массы в излучение. Причем принималось, что практически вся масса может перейти в излучение по формуле Эйнштейна Е = mc ². Дополнительные аргументы в пользу столь долгого существования звезд следовали из сделанных Джинсом оценок времени динамических процессов в звездных системах.

Возникло знаменитое противоречие между двумя шкалами времени. Ведь если звезды существуют сотни миллиардов лет, их возраст должен быть намного больше возраста Вселенной!

Как примирить столь разные оценки?

Космологи пытались «растянуть» время расширения Вселенной, считая, что Λ-член все же не равен нулю. С другой стороны, к концу тридцатых годов стало ясно, что источником излучения звезд служит ядерная энергия. В излучение переходит только малая доля всей массы звезды и поэтому оценку возраста звезд следует уменьшить на два порядка. Тогда же, после более детального исследования галактик, отпали и аргументы Джинса о необычайно длительном существовании звездных систем. Спустя еще некоторое время изменилась и оценка продолжительности расширения Вселенной, так как выяснилось, что значение Я, определенное Хабблом, сильно завышено. В конце концов все явные противоречия между разными «космическими шкалами» исчезли, хотя некоторые вопросы все же остались.

В годы второй мировой войны, оглядываясь на то, что сделал он сам и его коллеги за прошедшее десятилетие, Хаббл так сформулировал взаимоотношения теории и наблюдений: «Математики имеют дело с возможными мирами, с бесконечным числом логически последовательных систем. Наблюдатели исследуют один единственный мир, в котором мы живем. Между ними находится теоретик. Он изучает возможные миры, но только те, которые совместимы с информацией, получаемой наблюдателями. Другими словами, теория пытается выделить минимальное число возможных миров, обязанное включать и существующий обитаемый нами мир. Затем наблюдатель, обладая новой фактической информацией, пытается уменьшить их перечень еще больше. Так и происходит, наблюдения и теория вместе движутся вперед к общей цели –  познанию структуры и поведения физической Вселенной».

Хаббл, как наблюдатель, искал тесты, которые позволили бы понять фундаментальные свойства Вселенной. Один из них казался ему особенно многообещающим. Но здесь нужно перелистать назад страницы биографии Хаббла и вернуться к 1926 г. К этому времени он задумал сделать статистический обзор туманностей на всем небе. На обсерватории Маунт Вилсон уже накопилось множество снимков неба с тысячами туманностей. Но делались они в разных условиях, неоднородно покрывали небо и для решения поставленной задачи не годились. Тогда на 60– и 100-дюймовых рефлекторах Хаббл начал систематическое фотографирование в стандартных условиях. На его пластинках находилось около 60 тысяч туманностей. Сорок четыре тысячи объектов Хаббл подсчитал на 1283 пластинках, по крайней мере трижды тщательно просматривая их с большим и малым увеличением. Это был огромный, требующий неустанного внимания труд. А затем последовал неменьший труд по учету необходимых поправок в результаты подсчетов.

Далекие туманности мы наблюдаем сквозь нашу звездную систему. Из их подсчетов можно кое-что узнать и о нашей Галактике, и многое о самом мире галактик за ее пределами. Две такие задачи и решал Хаббл.

Вдоль полосы Млечного Пути Хаббл туманностей не нашел. Там обрисовалась четкая зона избегания, пылевая среда нашей Галактики полностью заслоняла далекие объекты, затем простирались зоны с частичным поглощением света, а далее – область нормального распределения туманностей.

Подсчеты Хаббла показали, что на всем небе должно быть до 75 миллионов туманностей, доступных 100-дюймовому телескопу. Главный вывод Хаббла состоял в том, что число туманностей со звездной величиной (исправленной за эффект красного смещения) от ярких к все более слабым нарастает так, как должно быть при их равномерном распределении в пространстве. Отсюда получалась важнейшая величина – средняя плотность вещества в пространстве, равная примерно 10 ^-30г/см ³.

На съезде Американского астрономического общества в Пасадене летом 1931 г. Хаббл впервые рассказал о результатах своего труда, но только через три года опубликовал окончательную статью. Это была замечательная работа и по объему материала, полученного за множество бессонных ночей, и по тщательности его обработки. В подсчетах туманностей у Хаббла были предшественники, однако прошло уже более полустолетия, но никто не решился пойти в сторону еще более слабых объектов.

В 1935 г. Хаббл и Толмен предложили два метода изучения природы красного смещения, не опирающегося на измерения лучевых скоростей. «Возможность того, что красное смещение может вызываться... причиной, связанной с большим временем или расстоянием, требующимися для путешествия света от туманности к наблюдателю, заранее отвергать нельзя», – писали они и продолжали: «Однако оба мы склоняемся к мнению, что если красное смещение вызвано не удалением, его объяснение, вероятно содержит некоторые совершенно новые. физические принципы».

Первый метод в основе прост: оказывается, что распределение яркости в эллиптической туманности будет разным в зависимости от того, означает ли красное смещение реальный разлет галактик, либо это проявление еще неизвестных причин. Вот здесь Хабблу понадобилась его старая работа о яркости в туманностях. Но на пути применения метода стояли непреодолимые тогда трудности.

Надежды были на второй метод. Теория дает математические выражения для связи числа галактик с их звездными величинами. Но красное смещение ослабляет свет галактик и в их измеренные величины нужно вводить некоторые поправки. Это связано с двумя эффектами. Во-первых, каждый, приходящий к наблюдателю фотон, из-за красного смещения обладает меньшей энергией, и такое явление Хаббл назвал «эффектом энергии». Во-вторых, при реальном удалении галактики испускаемые ею фотоны прибывают к наблюдателю реже, чем при ее неподвижности – «эффект числа». Если красное смещение вызывалось бы «старением» фотонов по дороге к наблюдателю, «эффект числа» не имел бы места.

Применение и этого метода связано с большими трудностями. Так, свет далеких галактик приходит покрасневшим, и на диапазон чувствительности фотопластинки приходится уже иная область их спектра. Это приводит к необходимости больших поправок, которые известны плохо. Но главная и принципиальная трудность состоит в том, что, наблюдая далекие галактики, мы видим свет, испущенный ими в прошлом, когда свойства источников излучения – их светимость, размер и т. д.– могли быть иными.

Хаббл понимал стоящие перед ним препятствия и все же решился сравнить теорию с подсчетами галактик. Он использовал новые подсчеты галактик и более ярких, чем раньше, и более слабых и далеких, продвинувшись еще на одну звездную величину. Казалось бы, теперь, когда все необходимые поправки учтены, эффекты, связанные со свойствами окружающего нас пространства, должны проявиться еще отчетливее. Но результаты оказались обескураживающими. «Наблюдения могут быть согласованы с одной из двух совершенно разных типов Вселенных, – вынужден был признать Хаббл – ...Если красные смещения не есть смещения за счет скорости, наблюдаемое распределение туманностей соответствует эйнштейновской статической модели Вселенной или расширяющейся однородной модели с неподдающейся оценке скоростью расширения... Если красные смещения происходят за счет скорости, которая характеризует расширение, модели с расширением определенно не согласуются с наблюдениями, если не постулировать большую положительную кривизну [пространства] – (малая замкнутая Вселенная). Максимальное значение современного радиуса кривизны должно быть порядка 4,7 ∙ 10 ⁸световых лет, а средняя плотность в общем порядка 10 ^-26. Высокая плотность указывает, что модели с расширением – это вынужденная интерпретация наблюдательных результатов».

Рис. 3. Зависимость видимой звездной величины ярчайших галактик в 82 скоплениях и красного смещения z. Черный прямоугольник в левом нижнем углу соответствует области данных, доступных Хабблу в 1929 г. Рисунок из работы Сендиджа и Таммана 1981 г., основанный на более ранних измерениях Сендиджа

Столкнувшись с неразрешимым противоречием, Хаббл особенно четко осознал, что все надежды на прогресс – в новом строящемся 200-дюймовом телескопе. «...Обзоры туманностей, практически до пределов возможностей существующих инструментов дают в качестве альтернатив удивительно маломасштабную Вселенную или же до сих пор еще непознанный закон природы, – писал он.– Окончательный выбор, основанный на наблюдательных критериях,... невозможен до тех пор, пока не будут получены результаты с 200-дюймовым рефлектором».

Это и другие проблемы космологии предстояло решать новым поколениям астрономических инструментов и новым поколениям астрономов.

В наблюдательной космологии самой известной и самым главным тестом служит зависимость «красное смещение – звездная величина ярчайших галактик в скоплениях» (рис. 3). Ее называют диаграммой Хаббла. Отклонение зависимости от прямолинейной для больших расстояний несет в себе информацию о природе красного смещения и параметрах космологической модели. Но разделить влияние разных эффектов, к сожалению, очень сложно и это не сделано до сих пор.

Вопрос же о природе красного смещения, который особенно волновал Хаббла, теперь можно считать решенным окончательно. Почти все специалисты полагают доказанным, что красное смещение вызвано расширением Вселенной. Старение квантов приводило бы к разной величине смещения для разных частот спектра, к размыванию изображений далеких галактик и другим явлениям, которые не наблюдаются.

Признание. Грани личности

 Закон Хаббла практически сразу же был признан почти всеми астрономами. И не удивительно – все уже готовы были к этому: наблюдатели много лет искали зависимость между скоростью и расстоянием туманностей и находили на нее намеки. Эта зависимость следовала из теоретических представлений, наконец, автор открытия работал на крупнейшем инструменте в мире и был самым авторитетным специалистом по внегалактической астрономии. Пожалуй, на первых порах только Шепли высказывал некоторые сомнения. Ему казалось, что наблюдательный материал по лучевым скоростям еще недостаточен, что светимости галактик имеют слишком большой разброс. Он предупреждал, и оказался совершенно прав в этом, что в далеких галактиках за важнейший индикатор расстояния – звезды высоких светимостей – можно ошибочно принять целые звездные скопления. Но может быть, в критике Шепли невольно сквозило и сожаление об упущенной возможности сделать открытие самому. За десять лет до первой работы Хаббла он уже думал, что расстояния и скорости могут быть связаны между собой, и об этом, буквально одной фразой обмолвился в статье о шаровых скоплениях. Отвечая Шепли, Хаббл писал: «Моя статья, как Вы понимаете, просто предварительная корреляция имеющихся данных и не претендует на законченность. Через несколько лет мы должны иметь достаточно новых данных, чтоб полностью пересмотреть вопрос. Я полагаю, что зависимость будет подтверждена, но останется ли она линейной это, по-видимому, вопрос открытый». Но вскоре и сам Шепли убедился, что закон красного смещения установлен надежно. Отпали сомнения и некоторых коллег Хьюмасона по Маунт Вилсон, не ошибается ли тот в отождествлении спектральных линий и не преувеличивает ли поэтому лучевые скорости туманностей.

 Хабблу, несомненно, было лестно услышать высокую оценку своих трудов от Эйнштейна. Великий физик уже несколько лет собирался в Соединенные Штаты. Наконец, зимой 1930—1931 гг. по приглашению Милликена Эйнштейн приехал в Калифорнийский технологический институт, где до него уже побывали с лекциями Лоренц, Зоммерфельд и другие выдающиеся ученые Европы. Здесь, в одной из аудиторий Института он слушал доклады наблюдателей Хаббла и Хьюмасона и теоретика Толмена. Не раз он подходил к доске, обсуждая следствия новых открытий. Толмен, проведший ряд лет в Германии, переводил его слова на английский. Он поднимался на Маунт Вилсон и был в восторге от обсерватории. Газета «Нью-Йорк Тайме» 3 января 1931 г. поместила слова Эйнштейна: «Новые наблюдения Хаббла и Хьюмасона относительно красного смещения света в далеких галактиках делают вероятным предположение, что общая структура Вселенной не стационарна». На одной из встреч с американскими учеными Эйнштейн говорил, что «открытие Хабблом зависимости красного смещения в линиях спектра спиральных туманностей от расстояния до них, привели к драматической концепции пространственной структуры Вселенной...» Во всех работах по космологии Эйнштейн неизменно и с уважением вспоминал Хаббла.

Через год Эйнштейн снова приезжает в Калифорнию. Об этом визите напоминает известная фотография, где он снят вместе с Хабблом и де Ситтером, читавшим в начале 1932 г. лекции по космологии сотрудникам обсерватории. Еще через год Хаббл увиделся на Маунт Вилсон и с Леметром, также воздавшим должное его трудам.

Уже полтора десятилетия Хаббл работал на Маунт Вилсон. Это были его самые плодотворные годы. Одна удача следовала за другой. Сначала прекрасные исследования газовых туманностей в нашей Галактике. Затем переход к внегалактическим туманностям. С 1924 по 1929 г., за каких-то пять лет, Хаббл добивается выдающихся результатов: показывает, что внегалактические туманности – это звездные системы и подтверждает тем самым теорию островной структуры Вселенной, создает общую классификацию туманностей – галактических и внегалактических и, наконец, открывает самое поразительное и грандиозное явление – расширение Вселенной. Проходит еще пять лет и Хаббл вместе с Хьюмасоном подтверждает закон красного смещения на все больших расстояниях, изучает распределение галактик до пределов, доступных 100-дюймовому рефлектору. Едва ли кому-либо из астрономов, не говоря о Копернике и Галилее, удавалось сделать столь революционный переворот в наших представлениях о Вселенной, причем в удивительно краткие сроки.

Наступила пора признания. Его приглашают с лекциями университеты Америки и Англии, награждают почетными медалями, он становится почетным доктором нескольких университетов.

Весной 1934 г. Хаббл пересек Атлантику, чтоб в Оксфорде прочесть Галлеевскую лекцию. Не часто иностранцам представлялась в Великобритании такая почетная возможность. Темой своего выступления Хаббл избрал закон красного смещения. Оксфордский университет присудил своему бывшему стипендиату степень почетного доктора наук.

В этот приезд на Британские острова Хаббл побывал и на заседании Королевского астрономического общества, где награжденный золотой медалью его соотечественник Харлоу Шепли читал Дарвиновскую лекцию. Хаббл же вручил медаль Брюс англичанину Альфреду Фаулеру и выступил с приветственной речью. Но на этом заседании происходили не только торжественные церемонии, была и научная дискуссия о проблемах расширения Вселенной, в которой выступали Милн, Леметр, Мак-Кри – теоретики и Хаббл, Шепли и Оорт – наблюдатели.

К осени 1934 г. Хаббла пригласили в Йельский университет с курсом лекций. Уже двадцать четыре раза с 1901 г. такие курсы организовывались на средства, выделенные детьми миссис Силлиман в память своей матери. Много видных ученых приезжали в университет – лауреаты Нобелевской премии физики Томпсон и Резерфорд из Англии, химики Нернст из Германии и Аррениус из Швеции, генетики – американец Морган и так и не ставший лауреатом англичанин Бэтсон, читали курсы математик Адамар из Франции и другие. Единственным до Хаббла лектором-астрономом был Кэмпбелл, рассказывавший о движении звезд и в особенности об определении их лучевых скоростей.

Теперь пришла очередь Хаббла. У него было о чем рассказать своим слушателям. Он назвал свой курс «Мир туманностей». Два года спустя лекции Хаббла были опубликованы и его книга стала одним из самых замечательных астрономических обзоров середины тридцатых годов. Четкость изложения, множество иллюстраций – снимков, полученных на 100-дюймовом телескопе, но главным, конечно, было содержание. Хаббл поделился со своими слушателями, а вместе с ними и с читателями-астрономами во всем мире результатами, которые довелось получить на крупнейшем инструменте мира прежде всего ему самому. Два года спустя в переводе Кипенхана книга вышла на немецком языке. В Америке ее вновь переиздали в 1958 и в 1982 гг., когда Хаббла уже не было в живых. Высоко оценили книгу и московские астрономы. В патриархальной обсерватории на Красной Пресне, где работало всего лишь несколько аккуратнейших астрономов старой школы, на книге все же сделали предупреждающую надпись «На дом не выдается».

Хаббл подписал предисловие к своей книге в феврале 1936 г. Книга подчеркнула особую роль в астрономии 100-дюймового рефлектора. И вместе с тем она" показала пределы его возможностей. Чтобы проникнуть в пространство дальше, требовался новый еще более крупный инструмент.

Как раз в это время мечты Хейла, Хаббла и других астрономов о 200-дюймовом телескопе наконец стали воплощаться в жизнь. Десятого апреля 1936 г. после полудня к железнодорожной станции Пасадена подошел небольшой состав – паровоз, два вагона и платформа, на которой был установлен диск для будущего зеркала телескопа. В обычных условиях фирма Корнинг не взялась бы за трудную отливку огромного диска. Астрономам помогла великая экономическая депрессия, когда в годы спада активности фирма готова была ухватиться за любое дело, сулящее прибыли. По той же причине и заводы Вестинхауза приняли заказ на изготовление монтировки инструмента. На горе Паломар телескоп ждала почти законченная башня – огромное сооружение диаметром в 137 футов.

Медленно, за 16 дней, двигаясь только в светлое время, поезд совершил путь в три тысячи миль от восточного до западного побережья страны. Тысячи людей собирались вдоль железной дороги, чтобы хотя бы издали взглянуть на надежно упакованный диск, которому предстояло стать оком гигантского рефлектора. С осторожностью диск перевезли в Калифорнийский технологический институт для шлифовки и полировки. Рассчитывали, что к концу 1941 г. зеркало будет готово. Но разразилась вторая мировая война и лишь через одиннадцать лет, 19 ноября 1947 г., его подняли на Маунт Паломар. Хейл не дожил до этого дня, он скончался в 1938 г.

Осенью 1936 г. Хаббл вновь посетил Оксфорд, где прочел три лекции под общим названием «Наблюдательный подход к космологии». Он вновь говорил о наблюдаемом нами пространстве, как характерном образчике Вселенной, рассказывал о значении красного смещения. Особенно волновал его вопрос, что же стоит за красным смещением – реальное расширение Вселенной, либо еще неведомый закон природы, заставляющий кванты света терять свою энергию за миллионы лет, путешествуя в пространстве. Лекции Хаббла составили его вторую книгу.

В 1935 г. по рекомендации Национальной академии наук США Колумбийский университет удостоил Хаббла золотой медали им. Барнарда. Это было редким знаком внимания, присуждаемым раз в пять лет. У Хаббла и Барнарда было нечто общее – оба они были астрономами-наблюдателями и свои основные результаты оба получили с помощью фотографии.

А через два года на долю Хаббла выпала совсем нежданная награда. Четвертого августа 1937 г. он открыл новую комету, получившую обозначение кометы 1937 g. Она была седьмой в данном году и пятой из числа новых. Комета совсем непримечательная, слабая и без хвоста наблюдалась несколькими обсерваториями. Тихоокеанское астрономическое общество присудило Хабблу золотую медаль, 165-ю награду за открытие новых комет.

В марте 1938 г. уходящий в отставку президент Тихоокеанского астрономического общества доктор Джефферс вручил золотую медаль Кетрин Вольф Брюс, очередному тридцать третьему лауреату. Им был Эдвин Хаббл.

Так получилось, что медаль Брюс до недавнего времени считалась самой высокой наградой в астрономии. Строго следуя завещанию Альфреда Нобеля, Нобелевский комитет до конца 60-х годов не присуждал премии астрономам. И только последние двадцать лет позиция комитета изменилась – астрономию приравняли в правах к физике и лауреатами стали Ганс Бете, Ханнес Альвен, Мартин Райл и Энтони Хьюиш, Арно Пензиас и Роберт Вилсон, Субраманьян Чандрасекар и Уильям Фаулер. Живи Хаббл дольше или измени комитет свой подход раньше, он несомненно был бы среди них.

Учредительница медали мисс Брюс никогда не занималась наукой, но, несомненно, была выдающейся женщиной. Одной из первых в США она получила высшее образование, знала латынь, немецкий, французский и итальянский языки, профессионально рисовала и почему-то особенно стремилась поддержать астрономию. Тогда наука была предельно бедна. Даже если удавалось построить крупный телескоп, на все остальное денег обычно не хватало, и рядовая обсерватория затруднялась подписаться, скажем, на «Астрофизикл джорнэл». А мисс Брюс в тридцать обсерваторий Америки и Европы послала от 50 до 50 000 долларов. Только за последние десять лет жизни (она скончалась в 1900 г. в возрасте 84 лет) ее пожертвования на астрономию составили 175 000 долларов. С 1897 г. она предоставила средства на золотую медаль своего имени «за выдающееся служение астрономии», а через год первым лауреатом стал американец Саймон Ньюком.

Медаль Брюс, по существу, стала международной наградой. По предложению Холдена, первого директора Ликской обсерватории и первого президента Тихоокеанского общества, каждый год руководители обсерваторий – трех иностранных – Гринвичской, Парижской и Кордобской, и трех американских – Гарвардской, Йерксской и Ликской представляли к награде не более трех кандидатов, и только из них выбирался самый достойный. В списке награжденных Хабблу предшествовал Герцшпрунг, а следовал за ним Шепли, люди, чей вклад в астрономию велик и несомненен, как и вклад самого Хаббла.

Приветственный адрес в честь награжденного подготовил Харальд Бебкок. В нем говорилось: «Главное, о чем следует здесь сказать, это то, что доктор Хаббл впервые установил надежную шкалу расстояний до объектов, наблюдаемых на 100-дюймовом рефлекторе и находящихся далее Магеллановых Облаков. Объем пространства, ставший ныне предметом исследования, в миллиард раз превышает объем поддававшейся количественному анализу всего лишь двадцать лет назад», Бебкок продолжал: «Я не стану пытаться обсуждать космологическое значение наблюдений доктора Хаббла. Несомненно они оказали сильное воздействие на представления величайших физиков-теоретиков и астрономов, побудили к глубинам философских размышлений и, что вероятно, самое важное, ясно указали на необходимость еще большей инструментальной мощи. Не будет преувеличением сказать, что убедительные данные, полученные им на 100-дюймовом телескопе – это могущественный аргумент в пользу создания 200-дюймового рефлектора».

Вечером 21 марта 1938 г. после награждения Хаббл выступил с публичной лекцией «Природа туманностей». Почему-то он не стад говорить ни о мире бесчисленных далеких галактик, ни об их движениях, чем он занимался последние годы. Он как бы вернулся к истокам и рассказывала туманности Андромеды и ее спутниках, их структуре и населении, ядрах, шаровых звездных скоплениях, цефеидах, новых звездах и замечательной сверхновой 1885 г,., ярких звездах постоянного блеска. Пожалуй, самое интересное для истории астрономии заключалось в том;, что уже тогда, в 1938 г., Хаббл стоял буквально рядом с открытием удвоения шкалы внегалактических расстояний. К этому времени в туманности Андромеды обнаружилось уже около 120 новых звезд и оказалось, что с принятым Хабблом расстоянием новые звезды в максимуме блеска примерно на величину слабее своих аналогов в нашей Галактике. Группы одинаковых по своей природе объектов в двух звездных системах существенно различались друг от друга. Хаббл был явно озабочен. «Таким образом,– говорил он в своей лекции,– эти очевидные противоречия имеют исключительное значение. Они либо указывают на внутренние различия между группами, либо на ошибки в интерпретации имеющихся данных. Прогресса не может быть до тех пор, пока вопрос не решится».

И тут в сторону от правильного решения Хаббла увел его коллега Вальтер Бааде. Он обратил внимание на то, что снимки туманности Андромеды на больших рефлекторах делались довольно редко, не чаще нескольких раз в месяц. Поэтому для оценки звезды в максимуме кривые блеска обычно приходилось несколько экстраполировать, учитывая скорость падения блеска, определенную тогда, когда от максимума звезда была уже далека. Но яркие новые звезды в нашей Галактике значительно быстрее слабели сразу же после максимума и лишь затем скорость падения их блеска уменьшалась. Если все это учесть, новые в туманности Андромеды и Галактике, как будто бы должны стать одинаковыми.

Такие рассуждения тогда казались верными, но только в 1953—1955 гг., когда молодой американец Халтон Арп получил в свое распоряжение 60-дюймовый рефлектор и смог фотографировать туманность Андромеды каждую ночь, обнаружилось большое разнообразие новых звезд. Среди них были и очень быстрые, яркие в максимуме блеска, и медленные, значительно слабее. Так просто, как думалось Бааде, вопрос не решался.

Связь между блеском новых и скоростью их угасания, найденная Арпом,– в сущности иное выражение другой давно и хорошо известной зависимости: чем меньшие сроки требуются звезде, чтобы ослабеть на три звездные величины, тем она абсолютно ярче. Эту зависимость справедливо связывают с именем американского астронома Мак-Лафлина. Еще в 1939 г. он указал, что галактические новые, наблюдавшиеся простым глазом, в среднем быстрее, чем все новые в целом, а в 1945 г. представил зависимость уже в окончательной форме в абсолютных звездных величинах. Но все-таки первым подметил ее Хаббл. Явно опираясь на данные о новых в туманности Андромеды, он в своей лекции заявил: «Яркие новые, по-видимому, ослабевают значительно быстрее слабых».

Хаббл уже давно подметил, что и шаровые скопления в туманности Андромеды тоже слабее, чем в Галактике. Но это противоречие его особенно не тревожило. Он думал, что в разных галактиках шаровые скопления действительно могут быть различными. Об этом как будто бы свидетельствовали скопления в Магеллановых Облаках.

Противоречия удалось разрешить Бааде четырнадцать лет спустя совсем по-другому. Оказалось, что туманность Андромеды на самом деле дальше и несоответствие светимостей объектов в двух галактиках объясняется только этим. Хаббл успел застать этот важный шаг в установлении новой шкалы расстояний, но о том, как сам был близок к открытию и как упустил его, он не говорил ни в одной своей статье.

Прошло меньше года и заслуги Хаббла перед наукой отметил также Франклиновский институт, присудив ему медаль Франклина. В журнале Института Хаббл публикует доклад о движении нашей Галактики среди туманностей, сделанный им после церемонии вручения награды.

К середине 30-х годов Хаббл стал одним из самых известных астрономов Соединенных Штатов и всего мира. Казалось бы, теперь его мог бы увлечь водоворот руководящих должностей, представительства, заседаний. Но все это Хабблу было чуждо – он любил науку и ей отдавал все свои силы. Сендидж вспоминал: «Обычно он не очень-то активно принимал участие в формальной деятельности, как поступают многие другие ученые-профессионалы. Хотя он и был членом Американского астрономического общества, он никогда не занимал там никаких постов, никогда не ходил на заседания. Он держал себя весьма отчужденно, в стороне от научных споров и контактов. И, я думаю, он не делал никаких попыток, чтобы стать политиком в науке, в астрономии, как, например, Харлоу Шепли или Отто Струве, стать каким-то лидером».

Строго говоря, Сендидж прав не совсем. Хаббл бывал на заседаниях Общества, обычно происходивших дважды в год, но таких случаев за всю его жизнь можно насчитать всего лишь несколько. Да и то он появлялся среди широкого круга коллег, когда съезды Общества проходили на обсерватории или где-то поблизости. Хаббла выбирали и в Совет и вице-президентом Общества. В сороковых годах он стал членом исполнительного комитета Американского астрономического общества,' представлявшего астрономов страны в Международном астрономическом союзе. Но и на этих должностях он себя, вероятно, никак особенно не проявлял.

«Он... не очень-то общался со своими коллегами»,– говорит Сендидж. В архиве Хаббла в Хантингтонской библиотеке хранится его переписка с учеными. Хаббл, по-видимому, не очень заботился о сохранении писем. И все же думается, что переписывался он мало.