100-дюймовый телескоп в Маунт- Вилсоне, с помощью которого Хаббл совершил свои великие открытия.
Как известно, Шепли и Хаббл были в очень плохих отношениях. Упрямца Шепли не одобрял и руководитель обсерватории Хейл. В это время Шепли предложили место в обсерватории Гарварда, и он подумал, будто его приглашают на должность директора, хотя потом выяснилось, что это не совсем так. Ученому было некомфортно в Маунт-Вилсоне, поэтому он принял предложение. Это был неоднозначный шаг, ведь великий спор мог разрешиться только с помощью 100-дюймового телескопа, которым располагал Маунт-Вилсон.
Хаббл во многом не сходился с Шепли: его раздражал пацифизм коллеги, не нравились его либеральные идеи, и Эдвин просто жаждал, чтобы Шепли покинул Маунт-Вилсон и оставил огромный 100-дюймовый телескоп в его полное распоряжение. Однако открыто этого желания Хаббл не выражал. В 1921 году Шепли уехал в Гарвард, но ему предложили место не директора (оно досталось Расселу), а профессора-ассистента и астронома.
Перед отъездом Шепли передал свои пластинки М31 Хьюмансону, который сравнил их с предыдущими и... обнаружил цефеиды! Он отметил чернилами положение гипотетических цефеид и поспешил сообщить о своем открытии Шепли. Однако Шепли стер отметки Хьюмансона, ведь если в М31 были цефеиды, то его теория одной галактики рушилась.
В 1923 году Хаббл с помощью 100-дюймового телескопа получил пластинку с М31, при сравнении которой с предыдущими он сделал сенсационное открытие, обнаружив цефеиду. Хаббл решил, что это новая цефеида, помимо уже открытых Ливитт в Малом Магеллановом Облаке. Однако этот эпизод требует более детального анализа. Хьюмансон уже видел цефеиды на М31 и даже сообщил об этом Шепли, но тот не захотел принять это открытие. Хьюмансон, обожавший Хаббла, вероятно, сообщил ему о странной беседе с его оппонентом, поэтому, вполне возможно, Хаббл уже знал, что в М31 нужно искать цефеиды. Более того, для обнаружения их периода Хаббл использовал некоторые пластинки, принадлежавшие Шепли (часть из них тот не стал забирать в Гарвард).
Учитывая взаимное неприятие ученых, возможно, Хаббл неспроста сразу же написал коллеге о том, что нашел цефеиду в Андромеде. Ситуация осложнялась и тем, что цефеида нужна была для расчета расстояния до Андромеды, и для этого Хаббл воспользовался формулой, выведенной Шепли для расчета расстояния до шаровых скоплений. Андромеда находилась на расстоянии миллиона световых лет (сегодняшние расчеты говорят о еще большей цифре — 2,5 миллиона световых лет).
Сесилия Пейн вспоминает, что когда Шепли прочел письмо Хаббла, в котором сообщалось об определении расстояния до Андромеды, он обескуражено произнес: «Это письмо уничтожило мою вселенную». Несомненно, он ждал этого письма. Так что визит Хабблов в Гарвард в их медовый месяц, о котором мы уже упоминали, имел целью еще раз напомнить Шепли о том, что Эдвин нашел цефеиды, и этот поступок был полон злорадства.
Хаббл открыл цефеиды, что подтверждало первоначальный результат. Размеры Вселенной невероятно возросли, их невозможно было точно оценить. Ученые поняли: Андромеда представляет собой группу звезд, похожую на Млечный Путь (сегодня считается, что Андромеда вдвое больше), но могут существовать и другие подобные галактики, еще более удаленные.
Сегодня имя Шепли известно только профессиональным астрономам, также в его честь названо удаленное сверхскопление звезд. Но если бы не упрямство ученого, возможно все было бы иначе, ведь Шепли правильно использовал калибровку на основе закона Генриетты Ливитт, правильно рассчитал расстояние до шаровых скоплений после обнаружения цефеид, понял, что представляет собой наша галактика, определил место Солнечной системы в ней, а также (пусть и после подсказки Хьюмансона) увидел цефеиды на собственных пластинках. Если бы он не уехал в Гарвард от 100-дюймового телескопа, если бы не настаивал на своей модели Млечного Пути как единой вселенной, то есть если бы он был более объективным и доверился фактам, то получил бы славу, которая в результате вместо него досталась Хабблу. Шепли опережал своего оппонента, но его ослепило собственное упрямство. Возможно, позже ученый и хотел вернуться в May нт-Вил сон, но к этому времени руководство уже перешло от Хейла к Адамсу, который ненавидел Шепли так же, как и всех остальных крупных астрономов, включая и Хаббла, и ван Маанена.
СООТНОШЕНИЕ ТАЛЛИ — ФИШЕРА
Соотношение, обнаруженное в 1977 году Ричардом Брендом Талли (1940) и Ричардом Фишером (1943), сегодня — один из основных методов определения расстояния до удаленных спиральных галактик. Если бы этот метод был открыт раньше, это позволило бы уточнить закон Хаббла. Согласно этому соотношению светимость спиральной галактики пропорциональна скорости вращения. Максимальную скорость вращения галактики научились определять напрямую со времен Слайфера, если галактика не сильно удалена. В противном случае скорость можно определить на основании доплеровского расширения спектральной линии на 21 см. Эту линию в спектре можно измерить в сантиметрах. Радиоастрономия появилась в 1930 году благодаря американскому астроному Карлу Гуте Янскому (1905-1950), хотя основное ее развитие пришлось на период после Второй мировой войны.
Соотношение Талли — Фишера. Ординаты показывают абсолютную величину, связанную с логарифмом абсолютной светимости. Диссертация Сватерса, Гронингенский университет, 1999.
Цефеиды позволили делать очень точные расчеты, особенно когда Бааде пересчитал отношение периода и светимости. Но до их открытия в М31 астрономы использовали другие методы, менее точные. Один из них был связан с новыми звездами. Предполагая, что новые звезды были такими же, как в Млечном Пути, в 1919 году Лундмарк рассчитал расстояние до Андромеды и получил результат 550 тысяч световых лет. Эта цифра значительно меньше реальной, но все же это была количественная оценка. Главная проблема использования для расчетов новых звезд была связана с тем, что не у всех у них одинаковая светимость.
Если соблюдать объективность, то нужно сказать, что Хаббл открыл первую цефеиду в Андромеде, когда искал новые звезды, и за одно наблюдение обнаружил две новые звезды и одну цефеиду.
Первая публикация, посвященная определению расстояния до Андромеды и констатирующая правильность теории островных вселенных, появилась не в специализированном журнале, а в New York Times в ноябре 1923 года. Заголовок звучал так: «Открыто, что спиральные туманности являются системами звезд. Доктор Хаббл подтверждает, что островные вселенные, похожие на нашу, существуют».
КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК
Когда Хаббл работал над диссертацией, туманностью называли любой астрономический объект, не являющийся звездой или объектом Солнечной системы. В диссертации были такие слова:
«О природе туманностей известно крайне мало, также до сих пор не существует их приемлемой классификации; у нас нет даже точного определения. Возможно, они различаются по типам и не формируют однонаправленную последовательность развития».
Ясно было одно: существуют туманности, по всей видимости связанные со звездами Млечного Пути, наблюдается некоторая вариативность их форм, их скорости довольно умеренные, также считалось, что они принадлежат Млечному Пути. Были и другие туманности (включая спиральные), обладающие очень высокими скоростями и характеризующиеся отсутствием собственных движений (перпендикулярных линии наблюдения). Считалось, что такие туманности находятся за пределами Млечного Пути. Такой была ситуация, когда Хаббл в 1917 году представил свою диссертацию. С 1921 года он занялся классификацией туманностей: в ее отсутствие вести исследования было невозможно.
Одним из экспертов по данному вопросу считался его будущий шурин Уильям Райт. Хаббл, еще не знавший этого, написал ему очень вежливое письмо с просьбой дать разрешение на изучение данной темы, считавшейся темой Райта. Тот любезно ответил: «Я не хозяин туманностям».
Нельзя сказать, что классификация была исключительно плодом трудов Хаббла. Особенно интересно в ней разделение галактических и внегалактических туманностей. Среди галактических туманностей, принадлежащих Млечному Пути, — планетарные (см. рисунок 1), диффузные (светлые) и пылевые (темные). Однако, говоря сегодня о классификации Хаббла, мы имеем в виду его подклассификацию внегалактических туманностей.
Классификация Хаббла с течением времени менялась. В 1922 году его схема включала «камертон» внегалактических туманностей. В этом камертоне имелись эллиптические туманности, или просто эллипсы (см. рисунок 2), названные так по своему внешнему виду. Предполагалось наличие кольцевых туманностей, которые Хаббл называл ЕО, они занимали край диапазона. До раздвоения камертона эллиптичность росла в прогрессии, туманности назывались Е1, Е2... Е7.
