Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

А сейчас перейдем к рассказу о главных событиях астрономии 20-х годов, давших науке совершенно новую концепцию Вселенной*.

* Разделять события на главные и второстепенные - неблагодарная работа. 10-20-е годы, когда в работах Шепли, Линдблада, Оорта складывалась корректная модель Галактики, в сущности, связаны с явлением того же порядка, что и открытие Солнечной системы в трудах Коперника и Кеплера. Однако астрономия имеет много ветвей развития, и при бурных темпах 19 - 20 веков, когда одно событие хронологически буквально наползает на другое, а не разделено веками или хотя бы десятилетиями, возникают своеобразные затмения, хорошо известные в истории науки. Нечто похожее произошло и в 20-е годы при практически одновременном рождении моделей Галактики и расширяющейся Вселенной.

ОТКРЫТИЕ ВСЕЛЕННОЙ

К первым десятилетиям 20 века сложилась, в общем-то, довольно простая картина строения Вселенной. Она превосходно отражена в иерархической теории шведского астронома Карла Вильгельма Шарлье (1862-1934), построенной им в двух публикациях в 1908 и 1922 годах. Занимаясь много лет звездной статистикой, Шарлье обратил внимание на тенденцию звезд образовывать скопления различного масштаба. Отсюда он и вывел гипотезу о Вселенной как бесконечной иерархии все более крупных структур - звезд, звездных скоплений, скопление скоплений и т. д., которые открываются по мере совершенствования телескопов. Вскоре эти представления были распространены на галактики и галактические скопления.

Между тем, когда в 1922 году выходила в свет статья Шарлье под названием "Как может быть построен бесконечный мир", астрономия уже вплотную подошла к созданию нового взгляда на устройство этого мира.

Возникновение современной модели Вселенной обязано двум внешне независимым подходам. Теоретически она была предсказана в результате бурного развития новой теории гравитации в работах Альберта Эйнштейна (1879-1955). В 1922-1924 годах советский математик Александр Александрович Фридман (1888-1925) опубликовал две статьи, где были получены именно те решения уравнений эйнштейновской общей теории относительности, которые до сих пор составляют основу космологических взглядов. Фридмановская Вселенная должна была расширяться или сжиматься как целое, никогда не оставаясь застывшей, причем в модели хорошо было видно, что в некоторые эпохи материя находилась в состояниях, никак не похожих на то, которое наблюдается теперь.

Однако роль этих работ оставалась неясной вплоть до рубежа 20-30-х годов, когда появились новые экспериментальные данные, открывающие новую перспективу в астрономии.

Эти данные вытекали в первую очередь из результатов американского астронома Эдвина Пауэлла Хаббла (1889-1953), масштаб деятельности которого ставит его в один ряд с Гиппархом, Тихо Браге и Гершелем - каждый из них олицетворяет целую эпоху древнейшей науки.

Впрочем, начало космологической революции было положено героическими усилиями руководителей обсерватории Маунт-Вилсон, которым удалось в 1917 году продолжить славу своего крупнейшего астрономического учреждения установкой самого мощного в то время телескопа со 100-дюймовым (2,5 метра!) зеркалом, специально ориентированного на разрешение туманностей.

Хаббл, первоначально получивший юридическое образование и увлекавшийся многими делами - от бокса до физики, как раз к 1917 году переквалифицировался в астрономы. В данном случае муза Урания явно не спешила - Хаббл на целых два года оторвался от дела для участия в первой мировой войне.

После возвращения в Штаты он приступил к работе на Маунт-Вилсоновском телескопе, где его безраздельно увлекла проблема туманностей, а конкретно поиск их звездного населения. Через 4 года Хаббл нашел первую цефеиду в туманности Андромеды.

После этого Хаббл сосредоточил внимание на туманности NGC 6822*, очень похожей на уменьшенную копию Малого Магелланова Облака. Здесь обнаружилось 11 цефеид, и Хаббл, применив правила цефеидного масштаба, определил расстояние до нее - порядка 700 тысяч световых лет. 35 цефеид, найденных им в туманности М 33, позволили определить расстояние и в этом случае. Оно оказалось около 800 тыс. св. лет, примерно таким же, как и расстояние до туманности Андромеды (М 31)**.

* То есть объекте, зарегистрированном в "Новом Общем Каталоге" (New General Catalogue) Дрейера, включавшем 8000 туманностей и опубликованном в 1888 году. Это было обобщение "Нового каталога" Джона Гершеля.

** М 33-33-й объект в каталоге Мессье, один из спутников туманности Андромеды, подобно тому, как Магеллановы Облака - спутники Галактики.

На данном пути к 1925 году сформировалась галактическая картина строения Вселенной. Многочисленные туманности "отпали" от Галактики, стало ясно, что они представляют собой столь же обширные и очень далекие звездные миры.