Совсем недавно — по историческим масштабам — туманность Андромеды была известна лишь узкому кругу астрономов-профессионалов, занимавшихся поисками комет. Приблизившись к Солнцу, комета обзаводится длинным и красивым хвостом, но далёкая от Солнца она видна на небе как слабенькое пятнышко, которое легко спутать с другими небесными туманностями. Часто путали. От обычных туманностей слабая комета отличалась тем, что перемещалась по небу. Возникла задача: переписать и занести в каталог все видимые невооружённому глазу неподвижные туманности — тогда их не станут путать с далёкими кометами.
С этой задачей справился французский астроном Шарль Мессье, опубликовавший в 1784 году каталог 103 неподвижных туманностей, на века прославивший имя автора. С тех пор все туманности, вошедшие в каталог Мессье, обозначаются буквой М и порядковым номером. Туманность Андромеды зарегистрирована в каталоге Мессье под номером 31. Так её обозначают и в наши дни: М 31.
Больше века эта спиральная туманность интереса у астрономов не вызывала. И если бы не случай (сыгравший, как мы увидим, особую роль в науке), история внегалактической астрономии была бы иной. Случай же, о котором идёт речь, произошёл в 1885 году. В обсерватории города Дерпта (Тарту) работал в то время астроном Эрнст Гартвиг. Он обнаружил в туманности М 31 звезду, которой до этого момента там не было. Звезда была слабая, на пределе видимости невооружённым глазом. С каждой ночью блеск звезды ослабевал, и несколько недель спустя Гартвиг не мог разглядеть её даже в телескоп. Такие звёзды — неожиданно вспыхивавшие и медленно угасавшие — астрономы наблюдали уже не раз. Их назвали новыми звёздами. Новая, которую наблюдал Гартвиг, получила наименование S Андромеды. Как потом оказалось, её видели и другие наблюдатели, но никто, включая Гартвига, не понял, какое значение для науки будет иметь именно эта вспышка.
Никогда прежде астрономы не обнаруживали новые звёзды в туманностях. А туманности в космогонических представлениях того времени играли очень важную роль. Ещё в 1755 году немецкий философ Иммануил Кант предложил так называемую небулярную (от слова nebula — туманность) гипотезу происхождения звёзд и планетных систем. В 1796 году такую же идею высказал французский учёный Пьер-Симон Лаплас, и вплоть до начала ХХ века небулярная гипотеза была единственной, которую признавали все астрономы.
Кант и Лаплас предположили, что звёзды образуются вместе со своими планетными системами из вращающегося межзвёздного плотного газового облака, которое мы и видим как туманность. Облако это неоднородно, где-то оно плотнее, где-то более разреженное. Там, где газ плотнее, частицы сильнее притягиваются друг к другу, из-за чего плотность газа растёт ещё больше, и спустя миллионы лет его сгустки превращаются в звезду (самый большой сгусток) и планеты (сгустки поменьше).
Туманности из каталога Мессье, по мнению астрономов, как раз и могли быть такими облаками, из которых со временем рождались звёзды. И вот в одной из туманностей, а именно в М 31, действительно вспыхнула звезда — S Андромеды! Это веский аргумент в пользу правильности небулярной теории Канта—Лапласа.
Но аргумент — ещё не доказательство! Строго говоря, нужно было сначала доказать, что М 31 — действительно газовая туманность, а не очень далёкое скопление звёзд, ведь до Галилея и Млечный Путь представлялся туманной полосой, а не звёздным океаном*.
Казалось бы, какая разница, М 31 — скопление звёзд или газовое облако? Если М 31 — газовая туманность, то расстояние до неё сравнительно невелико, по астрономическим меркам, конечно. Сотни световых лет, вряд ли больше. На большем расстоянии туманность была бы не видна. Но если расстояние до S Андромеды не превышает тысячи световых лет, то эта новая звезда ничего особенного собой не представляет, бывали новые и поярче. Через шесть лет после вспышки S Андромеды, в 1891 году, вспыхнула новая звезда в созвездии Возничего, и в максимуме она имела примерно четвёртую звёздную величину, то есть была раз в шесть ярче, чем S Андромеды.
А что если М 31 на самом деле не газовая туманность, а очень далёкое звёздное скопление? Тогда расстояние до него должно быть гораздо больше — в десятки, а то и в сотни раз. Ведь с относительно близкого расстояния туманное пятно удалось бы увидеть в телескопы как скопление отдельных звёзд. Тогда S Андромеды оказывается звездой из ряда вон выходящей, сродни звезде Тихо Браге, вспыхнувшей в 1572 году, звезде Кеплера 1604 года или ещё более яркой звезде-гостье 1054 года. Эти звёзды в максимуме светили так ярко, что были видны даже днём. Такие явления сейчас называют сверхновыми.
Что же всё-таки такое М 31? Туманность или скопление звёзд? Вопрос только на первый взгляд выглядит частным. На самом деле это была грандиозная мировоззренческая проблема. Если М 31 — далёкая звёздная система, то Млечный Путь, наша Галактика, не единственный такой объект во Вселенной. Значит, существуют и другие галактики, «звёздные острова», состоящие из десятков, а то и сотен миллиардов звёзд. Между тем в конце XIX века астрономы были убеждены, что все многочисленные спиральные туманные пятна, наблюдаемые на небе, в том числе и М 31, — это обычные газовые туманности, и находятся они, естественно, в пределах Млечного Пути.
Как-то в одной из книг по истории астрономии мне попалось на глаза высказывание ирландской писательницы Агнес Мэри Клерк, сделанное в 1890 году. Она утверждала, что любому астроному, владеющему фактами, совершенно очевидно, что никаких внешних галактик не существует и что все звёзды и туманности находятся в пределах Млечного Пути. Однако прошло время — и от этого утверждения не осталось и следа…
То, что мы видим на небе, зачастую нельзя однозначно интерпретировать. Если учёный получил, например, два одинаковых спектра, может ли он утверждать, что наблюдал два одинаковых физических явления? Нет, не может.
В 1899 году немецкий астроном Юлиус Шайнер исследовал спектр туманности Андромеды, оказавшийся очень похожим на спектр Солнца. Учёный сделал вывод: эта туманность — колоссальное звёздное скопление, состоящее из таких же звёзд, как Солнце. Казалось бы, нечего возразить. Тем более, что в 1893 году голландский учёный Корнелий Истон выдвинул гипотезу о том, что наш Млечный Путь имеет форму спирали, причём Солнце находится не в центре, а где-то на окраине. Иными словами, Солнце — рядовая звезда Млечного Пути. Оба утверждения — Шайнера и Истона — оказались правильными!
Но... Несколько лет спустя американский астроном Весто Слайфер исследовал спектры газопылевых туманностей, расположенных в звёздном скоплении Плеяды. Это небольшое скопление довольно ярких звёзд, прекрасно видимых невооружённым глазом, находится, без сомнения, в нашей Галактике. А туманности, которые наблюдал Слайфер, физически связаны со скоплением и, значит, никак не могут быть «островными Вселенными». Так вот, в 1913 году Слайфер обнаружил, что спектры этих туманностей тоже чрезвычайно похожи на спектр Солнца! Естественно, он заключил, что другие спиральные туманности, в том числе М 31, могут, как и в Плеядах, состоять из центральных звёзд, окружённых так называемым клочковатым веществом. А светятся эти туманности, потому что отражают свет центральных звёзд.
Наблюдения Шайнера и Слайфера были одинаковыми, а выводы они сделали противоположные! И получилось так только из-за того, что двум разным, но одинаково выглядевшим явлениям была приписана одна и та же причина.
Решение фундаментальных мировоззренческих проблем иногда зависит от частной задачи, которая на определённом этапе развития науки становится краеугольным камнем. Так, Кеплер сконструировал свои знаменитые законы из-за того, что реальное положение планеты Марс на небе отличалось на восемь угловых минут от вычисленного по системе Птолемея. Всего лишь восемь угловых минут, не так уж много, но расхождение всё-таки нужно было объяснить. Не будь этого расхождения, Кеплер, возможно, не стал бы заниматься изучением планетных орбит. Коперник передвинул Солнце в центр мироздания, потому что за тысячу лет накопились ошибки в предвычисленных расположениях не только Марса, но и других планет. А решение фундаментальной проблемы единственности нашей Галактики во Вселенной неожиданно затормозилось, поскольку не было известно расстояние до туманности Андромеды...
Может показаться, что факт вспышки новой звезды в М 31 даёт возможность оценить расстояние до этого объекта. Даёт, если считать, что обычные новые и S Андромеды — явления одного типа. S Андромеды была на три звёздные величины, то есть в 12 раз, слабее новой, вспыхнувшей в созвездии Персея в 1901 году. Допустим, что в максимуме обе звезды были на самом деле одинаково яркими, просто находились на разном расстоянии от Солнца. Тогда получается, что туманность Андромеды должна находиться в 3,5 раза дальше от Солнца, чем новая Персея. Ведь если один объект слабее другого такого же в 12 раз, то он находится на расстоянии примерно в 3,5 раза больше.
Исходя из таких соображений, в 1911 году американский физик Фрэнк Вери рассчитал, что расстояние до М 31 — пять тысяч световых лет или около 1600 парсек. Это означало, что туманность Андромеды расположена внутри Млечного Пути. Но ведь на самом деле нужно было рассуждать наоборот! Сначала определить расстояние до М 31 каким-нибудь независимым способом, затем (уже зная расстояние) вычислить светимость S Андромеды и лишь после этого сравнивать S Андромеды с другими новыми. Вери перевернул проблему с ног на голову!
Нужны были дополнительные наблюдения, и они появились в 1917 году, когда американский астроном Джордж Ричи, работая в обсерватории Маунт-Вилсон около Лос-Анджелеса, случайно (помните, я говорил о случайности многих астрономических открытий) обнаружил новую звезду в другой спиральной туманности — NGC 6946. Новая была очень слабенькой, в максимуме достигала всего 15-й звёздной величины. Её и видно-то было только в крупный телескоп. Но главная характеристика — ход изменения блеска — была подобна изменению блеска обычных новых звёзд. Раньше никому не приходило в голову, что новые звёзды могут быть такими слабыми. Их трудно заметить, просматривая фотографии туманностей. Если так, то не исключено, что в туманностях были и другие аналогичные вспышки, оставшиеся незамеченными. Ричи начал изучать прежние фотографии спиральных туманностей, особенно туманности Андромеды, и действительно нашёл две новые звезды, на которые раньше не обратил внимания. Эти очень слабые новые не шли ни в какое сравнение с S Андромеды. Поистине, S Андромеды оказалась монстром в мире новых звёзд!
Ричи случайно обратил внимание на слабенькую вспышку в NGC 6946. Обычно исследователь видит прежде всего то, что хочет видеть. Он ищет новые звёзды и по опыту знает, что вспышка бывает яркой. Если кто-то скажет ему, что в данном конкретном случае новая может оказаться слабее в тысячи раз, он отмахнётся. Хотя потом, когда он случайно всё-таки обратит внимание на такую очень слабую новую, объяснение возникнет легко. Ведь ясно: чем дальше от нас вспыхивает звезда, тем она слабее. И если она настолько слаба, то какие же бездны пространства нас разделяют!
В каждой обсерватории в те годы были «стеклянные библиотеки», где хранились тысячи фотопластинок — фотографий различных участков неба. После сообщения Ричи астрономы стали просматривать фотопластинки и (теперь они знали, что искать!) нашли слабые вспышки новых не только в М 31, но и в других спиральных туманностях. За два месяца исследователи обнаружили одиннадцать таких вспышек. Из них четыре — в туманности М 31, не считая знаменитой и ни на что не похожей S Андромеды.
Однако даже после этого никто не обратил внимания на разительное отличие вспышек новых от S Андромеды. Все наблюдали одно и то же, но «видели» разное!
Физическую природу М 31 разгадали лишь в 1924 году Эдвин Хаббл и Джордж Ричи. Они получили прекрасные фотографии туманности Андромеды, на которых было видно, что её спирали на самом деле вовсе не туманные пятна, а россыпи звёзд. Более того, Хаббл обнаружил среди них обычные переменные звёзды цефеиды, каких много в нашей Галактике.
Излучение цефеид пульсирует строго периодически, причём период пульсаций так же строго связан с их светимостью в максимуме. Поэтому цефеиды называют «звёздными маяками». Расстояния до цефеид определяют точнее всего. Ведь период пульсаций звёзд этого типа можно измерить с высокой степенью надёжности и по величине периода вычислить светимость звезды в максимуме. А если известна светимость звезды и её яркость на небе, легко рассчитать расстояние. По цефеидам определяют расстояния до звёздных скоплений в нашей Галактике и до других относительно близких галактик, в которых удаётся обнаружить «звёздные маяки».
Хаббл по цефеидам оценил, наконец, расстояние до М 31, оказавшееся равным 1,5 миллиона световых лет. В 300 раз больше, чем полагал Вери! Вот почему вспышки новых звёзд в этой туманности выглядели такими слабыми — звёзды эти оказались на самом деле в 300 раз дальше, чем предполагали исследователи.
К концу двадцатых годов ХХ века астрономам стало ясно, что вспышка новой — не свидетельство смерти звезды. Конечно, такая вспышка бесследно для звезды не проходит. От неё с большой скоростью — до нескольких тысяч километров в секунду — отделяется облачко звёздного вещества и уносится в межзвёздное пространство. Удалось даже оценить, сколько именно вещества выбрасывает звезда. Оказалось, немного — всего одну стотысячную долю массы Солнца.
S Aндромеды — исключение из правила. Американский астроном Гебер Кёртис, один из сторонников идеи «островных вселенных», писал, что не все новые звёзды «обязаны» иметь в максимуме одинаковую светимость. Природа разнообразна, одна вспышка ярче, другая слабее. S Андромеды отличалась от обычной новой, как луч прожектора от пламени свечи. В галактике М 31 насчитываются сотни миллиардов звёзд, и тем не менее S Андромеды светила всего в несколько раз слабее, чем все эти звёзды вместе! И звезда Тихо Браге была очень яркой новой, и звезда Кеплера, и звезда-гостья 1054 года... Возможно, Кёртис провёл бы аналогию с ними, но он просто не знал об этих вспышках.
Таким образом, постановка задачи определяет и подход к её решению. Кёртис исследовал туманности, и S Андромеды была для него досадным исключением. А тем временем шведский астроном Кнут Лундмарк читал исторические документы, составляя список ярких вспышек, описанных в старых хрониках. В списке Лундмарка такие яркие новые, как звёзды Тихо Браге и Кеплера и им подобные явления, были не исключением, а правилом. В 1921 году Лундмарк опубликовал список звёзд, содержавший 60 объектов, которые, так же как и Кёртис, называл новыми звёздами.
Оба учёных дали одинаковые названия двум разным явлениям. Такая путаница была неизбежна. Ведь то, что наблюдали астрономы, само по себе ещё ничего не означало. Если познание невозможно без наблюдений, то оно так же невозможно и без интерпретаций. Правильная интерпретация порой может оказаться не менее важной, чем само наблюдение. Пример — туманность Андромеды. Да, её спектр подобен спектру Солнца. Но такой же спектр имеет и Луна! Два совершенно разных небесных тела, а спектры очень похожи. Без дополнительных независимых аргументов нельзя сделать правильных выводов. Таким аргументом стало открытие того факта, что М 31 не газовая туманность, а скопление звёзд.
Когда в двадцатых годах прошлого века астрономы разобрались, наконец, в природе М 31, Вселенная предстала в новом виде. Наша Галактика, которую раньше считали единственным во Вселенной огромным звёздным скоплением, оказалась всего лишь одной из множества других таких же «островных вселенных». Это революционное открытие сравнимо с коперниковским. Коперник в первой половине XVI века передвинул Землю из центра мироздания и поставил в центр Вселенной Солнце. В конце XIX века астрономы убрали Солнце из центра Вселенной, сделав его одной из многих звёзд единственного звёздного острова — Галактики. Сто лет назад учёные доказали, что и Галактика наша — вовсе не центр Вселенной. Туманность Андромеды сделала Млечный Путь одним из множества звёздных островов. И в этом её великое историческое значение.
Комментарии к статье
* Справедливости ради нужно отметить: древнегреческий философ Демокрит ещё примерно в 425 году до н. э. предположил, что Млечный Путь состоит из множества тусклых звёзд, так плотно собранных вместе, что издалека они кажутся светящейся полосой. Но эту идею Демокрита за долгие годы успели забыть, ведь проверить её без телескопа было невозможно.
