13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего - Джон Гриббин

Первый принципиальный шаг был сделан уже к моменту публикации изысканий Лапласа. В середине 1780-х годов передовой астроном и конструктор телескопов Уильям Гершель сообщил о ряде наблюдений за туманностями через новый зеркальный телескоп. Апертура[126] более 45 см и фокусное расстояние более 6 м делали это устройство самым мощным из существовавших в то время. С его помощью Гершель смог не только разглядеть множество новых туманностей (к 1784 году их число выросло почти до пятисот), но и обнаружить, что некоторые из ранее классифицированных как туманности объектов на самом деле представляют собой скопления звезд. Благодаря схожести с шарами, наполненными звездами, некоторые из этих скоплений получили название шаровых, а другие, менее плотно набитые, сегодня известны как открытые. Все эти скопления должны были относиться к Млечному Пути. Но изначально Гершель не сомневался в том, что остальные туманности лежат вне нашей Галактики. В 1785 году он заявил, что некоторые туманности «могут значительно превосходить наш Млечный Путь в грандиозности», и предположил, что изначально звезды могли распределяться по Вселенной равномерно, но впоследствии объединились в туманности (галактики) под действием гравитации. В 1786 году Гершель писал:

Ученый заявлял, что Млечный Путь наверняка отделен от туманностей большими космическими пустотами, и пытался высчитать размер нашей Галактики.

Его усилия не принесли плодов из-за проблемы, которая мешала астрономам вплоть до XX века. Гершель не знал, что между звездами Млечного Пути есть пыль, мешающая нам видеть свет удаленных звезд. Мы словно окружены прозрачным туманом. Стоя на поле, укутанном дымкой, вы видите во все стороны, но лишь на определенное расстояние, что создает впечатление, будто поле маленькое и круглое. Но если туман рассеется, может оказаться, что поле большое и квадратное, а вы стоите в его углу. Аналогичным образом межзвездная пыль заставляет нас думать, будто мы находимся в центре диска Млечного Пути, но, как станет ясно из дальнейшего повествования, современные наблюдения (в том числе на инфракрасных волнах, способных проникать через пыль) доказывают, что мы расположены достаточно далеко от центра, ближе к краю галактического диска. Тем не менее Гершель предпринял достойную попытку, даже несмотря на слишком заниженную оценку размеров Млечного Пути: диаметр диска он счел равным в современных единицах примерно 2200 парсекам, а толщину – 520 парсекам.

Впоследствии Гершель сделал шаг назад. До этого он признавал, что туманности бывают нескольких видов: некоторые находятся далеко, вне пределов Млечного Пути, другие в его рамках, а некоторые, так называемые планетарные туманности, «оставляют меня почти в сомнениях относительно того, куда их отнести». Планетарные туманности получили такое название потому, что через небольшой телескоп они выглядят как круглые световые пятна, похожие на планеты, а не как точечные источники света, ассоциируемые со звездами. Сегодня мы знаем, что они представляют собой облака материи, отторгнутой звездами на поздних этапах их эволюции, после отхода от главной последовательности. Первым это засвидетельствовал именно Гершель. В 1791 году, наблюдая за туманностью, впоследствии получившей название Хрустальный Шар, или NGC 1514, он заметил нечто похожее на «звезду, заключенную в сияющий флюид[127], совершенно неизвестной нам природы». По мере обнаружения других подобных объектов Гершель разочаровался в мысли, что туманности представляют собой другие галактики. Его привлекла идея о том, что планетарные туманности могут оказаться точками рождения звезд (что прямо противоположно истине!), и в 1811 году астроном написал, что, хотя до этого он «помышлял, будто туманности есть не что иное, как скопления звезд, скрытые от нас огромным расстоянием», продолжительные изыскания «не допускают общего принятия такого принципа». Следующий гигантский скачок в качестве научных наблюдений еще больше запутал ученых.

В 1845 году Уильям Парсонс[128], третий лорд Росс, завершил сооружение огромного телескопа в своем ирландском замке Бирр. Из-за размеров этот механизм прославился как «Левиафан» из Парсонстауна и оставался самым большим в мире до строительства 2,5-метрового телескопа Хукера в 1917 году. Зеркало «Левиафана» имело 1,8 м в поперечнике, 13 см в толщину и весило три тонны. Остальные части телескопа были столь же грандиозными. Его труба длиной 16,5 м весила около 12 тонн и устанавливалась под нужным углом к горизонту и в меньших пределах по азимуту. Лорд Росс создал этот телескоп, будучи большим поклонником феномена туманностей и достаточно богатым человеком, чтобы позволить себе любые прихоти. Он решил исследовать максимально возможное число туманностей. Именно Парсонс открыл, что некоторые из них имеют форму спирали, к 1850 году он обнаружил четырнадцать спиральных туманностей, что вынудило его указать в опубликованной Королевским обществом работе, что «по мере накопления наблюдений объект стал, по крайней мере, по моему мнению, еще более таинственным и неприступным».

И действительно, к этому моменту туманности загадали астрономам множество загадок. Одни закручивались спиралью, другие выглядели как скопление планет, а некоторые (как, например, туманность Ориона) казались просто светящимися облаками на Млечном Пути. Лорд Росс решил отказаться от попыток объяснить их сущность. Но прорыв в этой области не заставил себя долго ждать.

Росс умер в 1867-м, а уже в следующем году исследователи Жансен и Локьер обнаружили спектроскопические признаки присутствия гелия в атмосфере Солнца. Тремя годами ранее, в 1864 году, было сделано первое важное открытие в области спектроскопических исследований туманностей. Уильям Хаггинс[129], еще один астроном-любитель, построивший частную обсерваторию в южной части Лондона, заинтересовался новостью об открытиях Кирхгофа и с помощью своего соседа Уильяма Миллера решил исследовать спектры звезд и туманностей. Они обнаружили сходство между спектрами звезд и Солнца, а в 1864 году Хаггинс опубликовал статью, где описал любопытное наблюдение: в спектре планетарных туманностей не было линий, характерных для звездных спектров, и вообще почти не было линий, словно в спектре простого облака газа. Но в спектрах других туманностей «звездные» линии были, среди них спиральная (как выяснил Росс) туманность Андромеды (М31).