Верстові стовпи та структура нашої Галактики
У картині осіннього безмісячного неба особливо добре виділяється бліда стрічка Чумацького Шляху, що здавна помічена людиною. Таку назву вона отримала тому, що нагадує бліду просохлу смугу пролитого молока. Індіанці думали, що нею, як дорогою, душі людей йдуть на небо. Ось яке враження вона справляла на мене в юності:
Я люблю часом осінньої Бачити Чумацький Шлях. Вночі глибше, натхненніше, Легше дихають груди. Там, у його звивах білих Блискучий довгий ряд. Переливом хвиль несміливих Світляки горять. Переплуталися в гірлянди, Тут горять, там - ні, Блищать яскравіше ніж діаманти, - Наче казки марення. Я люблю в його звивах Думкою відпочити - Мені так дорогий у переливах Блискучий Чумацький Шлях.
Нас цікавить не лише зіркове населення того будинку, в якому ми живемо. Нас цікавить і архітектура цього будинку та його розміри; цікавить, як його мешканці розселені, де житлова тіснота зірок, які квартири не зайняті мешканцями. І ось, дивлячись у зоряну далечінь, в усипане зірками небо, ми маємо це встановити. Від наївної стародавньої картини світу, яка приймала за дійсність уявну однакову віддаленість усіх зірок і що їх усіх на поверхні кришталевої сфери, ми повинні перейти до пізнання істинної просторової структури грандіозної зіркової системи.
У пізнанні устрою Всесвіту наукове вивчення Чумацького Шляху та роздуми над його структурою відігравали найбільшу роль.
Перше, що ми прагнемо встановити, — це загальні контури, загальні контури нашої зіркової системи, хоча б у найбрутальніших рисах. Це вдалося зробити ще до того, як стала відома відстань до найближчої зірки. Спочатку правильно прийняли для цієї мети, що світність всіх зірок однакова і щоВідмінність у їхньому видимому блиску залежить виключно від їхньої відстані до нас. Ми знаємо тепер, що світності зірок відрізняються прямо-таки жахливо, але ми знаємо також і те, що дуже яскравих зірок дуже мало і що з дуже слабких зірок видно лише ті, які до нас дуже близькі. Тому більшість видимих зірок — це середні зірки, і до них у середньому наше припущення цілком застосовне.
Допустимо, ви стоїте на високому пагорбі над рівниною, на якій розкидані купами старі та молоді дерева. Вони різні за висотою, висоту кожного з них ви не знаєте. Але, дивлячись на них з пагорба, ви за їхньою величиною досить правильно можете судити про відстань до кожної купи дерев. Ви – розвідник Всесвіту, пагорб – наша Сонячна система, дерева – це зірки. Застосовуйте до них такий окомір і вивчайте місцевість. Такий шлях вивчення зіркового Всесвіту запропонував Вільям Гершель. До нього обмежувалися спостереженням становища зірок на небі та вивченням поверхні Місяця та планет, а також захоплювалися вивченням руху членів Сонячної системи.
Біографія Гершеля варте того, щоб про неї сказати кілька слів. Музикант, який служив спочатку в Ганноверській армії, він переселився до Англії і там, уриваючи час від уроків музики, присвячував вечора спостереженню неба. Відкривши планету Уран, він набув великої популярності, але все ще не мав коштів на покупку великого телескопа і став робити його сам. У цьому він досяг успіху, що згодом спорудив собі телескопи-рефлектори, що досягали 120 см у діаметрі і довго були найбільшими у світі. З ними він зробив багато відкриттів.
Для з'ясування контурів Всесвіту Гершель став підраховувати кількість зірок різного блиску, що видно в полі зору його телескопа в різних ділянках неба, — у Чумацькому Шляху та осторонь віднього. Він виявив, що чим слабші зірки, тим швидше зростає їх кількість у міру наближення до Чумацького Шляху. Сам же Чумацький Шлях, як відкрив ще Галілей, складається з безлічі слабких зірок, що зливаються в суцільну сяючу масу, яка як кільце оперізує все небо.
З цих підрахунків Гершелю стало зрозуміло, що надалі наша зіркова система тягнеться на всі боки від нас у напрямку до Чумацького Шляху в площині, що проходить через його середню лінію. Оскільки Чумацький Шлях опоясує все небо, ділячи його майже навпіл, то, очевидно, наша Сонячна система знаходиться поблизу цієї площини (поблизу галактичної площини, як її називають).
Однак Гершель приймав, що він своїм гігантським телескопом проникнув до меж нашої зіркової системи, що складається із зірок, розташованих у просторі ніби рівномірно.
Засновник Пулковської обсерваторії В.Я. Струве в 1847 переглянув розрахунки Гершеля і, вивчивши розподіл зірок, довів помилковість подібних висновків. Струве встановив, що в просторі зірки розташовані не рівномірно, а згущуються до площини Чумацького Шляху, що наше Сонце зовсім не займає центральне положення в цій зірковій системі і що найбільші телескопи Гершеля далеко ще не досягли її кордонів, а тому й про форму її говорити передчасно . Гершель вважав, що він ніби сидить зі своїм телескопом у центрі правильно розташованого гаю, з якого оглядає всі його узлісся, а Струве довів, що Гершель сидів десь у величезному лісі, повному гущавині й розрідженню, звідки узлісся далеко ще не видно. .
Чим далі від площини Чумацького Шляху, тим менше там видно слабких зірок і на меншу відстань у цих напрямках тягнеться зіркова система. Загалом наша зоряна система, названа Галактикою, займає простір,що нагадує лінзу або сочевицю. Вона сплющена, найтовща в середині і витончується до країв. Якби ми могли бачити її «згори» чи «знизу», вона мала б, грубо кажучи, вигляд кола (не обручки!). «Збоку» вона виглядала б як веретено. Але якими є розміри цього «веретена»? Чи однорідне розташування зірок у ньому?
Відповідь дає вже просте розглядання Чумацького Шляху, який складається як би з нагромадження зоряних хмар. Одні хмари яскравіші, у них більше зірок (як, наприклад, у сузір'ях Стрільця та Лебедя), інші ж бідніші за зірки.
Видима клапчастість Чумацького Шляху створюється також і нерівномірним розподілом хмар космічного пилу, темними туманностями різної щільності, що поглинають світло зірок, що знаходяться за ними. Але і з урахуванням цього наш зірковий Всесвіт неоднорідний. Галактика складається з зіркових хмар, Сонячна система знаходиться в одному з них, що називається «Місцевою системою». Найпотужніші хмари зірок знаходяться у напрямку сузір'я Стрільця; там Чумацький Шлях найбільш яскравий. Він найменш яскравий у протилежній частині неба.
Мал. 177. Чумацький Шлях.
З цього неважко вивести висновок, що Сонячна система не знаходиться в центрі Галактики, який від нас видно у напрямку сузір'я Стрільця. Значить, Чумацький Шлях - це картина, видима нами, що знаходяться всередині Галактики, поблизу її площини, але далеко від її центру.
Для отримання більш правильної картини ми повинні враховувати розподіл зірок по світності та поглинання світла в просторі, яке, як ми бачили, значно і, до того ж, по-різному.
Для вивчення зміни зоряної щільності з відстанню від нас у різних напрямках підраховуємо зірки на фотографіях різних ділянок неба. При цьому треба ще врахувати,що на кожній фотографії кругла площадка на небі відповідає в просторі об'єму, укладеному всередині конуса з вершиною в Сонячній системі, якщо хочете — в оці спостерігача, мешканця цієї системи.
Облік всього перерахованого робить вивчення будови Всесвіту досить складною і трудомісткою справою. Для врахування поглинання світла треба визначити спектральні класи та колір безлічі зірок на кожній фотографії. Нормальні кольори зірок кожного спектрального класу відомі з вивчення близьких до нас зірок, колір яких міжзоряне поглинання світла впливає. Світло ж далеких зірок через поглинання стає тим червонішим, чим далі від нас і чим ближче до площини Чумацького Шляху вони розташовані. Ослаблення видимого блиску зірки пропорційне до її почервоніння. За рівнем почервоніння оцінюють величину ослаблення видимого блиску кожної зірки, взятої для підрахунків. Необхідність фотографування спектрів зірок ще більше обмежує дослідження лише яскравішими зірками і дозволяє вивчити їх розподіл лише до відстаней кілька сотень світлових років. Так, ми вивчаємо лише найближчі околиці Сонця, лише внутрішню частину зоряної хмари — «Місцевої системи», всередині якої ми знаходимося.
Для вивчення, так би мовити, кістяка всієї нашої зіркової системи, для визначення її форми, розмірів та структури ми вдається до інших способів. Як було б легко скласти план рівнинного рідкісного лісу, якби на ньому по всіх напрямках зустрічалися дерева-гіганти з написом, на якій відстані вони знаходяться! У Всесвіті ми знайшли зірки-гіганти, які мають цілком певну, відому нам світність і видимі нам завдяки своїй великій світності на великій відстані. У тому числі перше місце посідають змінні зірки — цефеїди, які можна назватимаяками Всесвіту. Їх світність зростає, як ми знаємо, зі збільшенням періоду зміни їхнього блиску. Варто визначити період зміни блиску цефеїди, і ми за рис. 157 одразу можемо сказати, якими є її абсолютна величина і світність.
Зі спостережень легко можна визначити період зміни блиску цефеїди та її видимий блиск. Порівняння видимого блиску з істинним, тобто зі світністю i, відразу ж нам дає відстань до даної цефеїди, так як в прозорому просторі видимий блиск змінюється обернено пропорційно квадрату відстані. З урахуванням поглинання світла у просторі справа дещо складніша. Якщо скористатися абсолютною і видимою зоряною величиною зірки, то відстань у прозорому просторі, як ми знаємо, можна обчислити за простою формулою. За цією формулою знаходиться логарифм відстані у світлових роках:
Крім цефеїд - маяків Всесвіту, верстовими стовпами в Галактиці, або покажчиками відстаней, ми можемо вважати всі зірки з великою та відомою світністю: довгоперіодичні змінні зірки (у максимумі блиску) та білі зірки з відомим спектральним класом. Для перших світність, як і цефеїд, відомим нам чином залежить від періоду зміни їх блиску, для других ми можемо її відрахувати за діаграмою світність — спектр.
Залежність між періодом і світністю у цефеїд і так званих довгоперіодичних змінних зірок, і навіть діаграма світність — спектр побудовані за тими порівняно близькими до нас зірок цих типів, котрим світність відома виходячи з надійно певних відстаней. Для близьких зірок відстані можна визначити безпосередньо, застосовуючи класичний спосіб виміру тригонометричного паралаксу. Для тих же зірок, які розташовані від нас так далеко, що їх паралаксменше, ніж помилки його виміру, цей спосіб не застосовується, і ось тоді ми користуємося способом, який щойно був описаний.
Все сказане ми можемо застосувати (і це для нас особливо цінно) до розсіяних і кульових зоряних скупчень, відстані до яких дуже великі в порівнянні з їх розмірами. Тоді, якщо в такій далекій зірковій системі є серед її членів цефеїди або червоні довгоперіодичні змінні або білі (безперечно, яскраві) зірки, то ми можемо вважати, що відстань до системи практично дорівнює відстані від нас до цих її членів, а їх відстані ми визначатимемо. вміємо. Чи подібна зірка лежить біля переднього краю системи або в дальньому її кінці, при великій відстані це вже не так важливо. Якщо ваш приятель із групою товаришів під час заміської прогулянки пішов далеко вперед, а ви бачите, що відстали від них на 2—3 км, то вам байдуже, що ця група розтягнулася дорогою на 10—20 м, і ви особливо не цікавитиметеся тим, де ваш приятель — у голові чи хвості групи. Ось у такому положенні бувають і астрономи, розглядаючи далеку зоряну систему.
До складу нашої Галактики, крім окремих зірок та зоряних скупчень, входить ще дифузна матерія у формі темних пилових туманностей, загального шару космічного пилу, газових дифузних та планетарних туманностей та загальної маси газу. Остання в основному є невидимим нейтральним воднем, що виявляється за його радіовипромінюванням на довжині хвилі 21 см. Розташування дифузної матерії також потрібно вивчити. Як визначають відстані до пилових та газових туманностей, пояснювалося нами у розділі 9.
Найдальшими об'єктами нашої Галактики, що ніби описують головні риси її будови і визначають її розміри, є довгоперіодичні цефеїди, гарячі зірки-гіганти, планетарні.туманності, згущення хмар нейтрального водню та кульові зоряні скупчення.
Для вивчення рухів населення нашої Галактики вимірюються «власні рухи», тобто видимі кутові переміщення (помітні на фотографіях лише для найближчих зірок) та променеві швидкості дуже далеких об'єктів. Для останньої мети навіть великий телескоп із спектрографом доводиться іноді спрямовувати точно на слабко видимий об'єкт протягом багатьох годин або навіть ночей. Швидкість руху хмар нейтрального водню визначають, вивчаючи профілі лінії 21 см за допомогою радіотелескопа. Тисячі накопичених у всьому світі таких спостережень виправляють з урахуванням різних впливів і потім піддають такому ж кропіткому вивченню. З цих матеріалів з'ясовуються закономірності рухів, маса нашої Галактики та розподіл у ній щільності, створюваної зірками, що у одиниці обсягу.
