Работа Эдвина Хаббла показала, что Андромеда (на фото) была отдельной галактикой за пределами Млечного Пути. Изображение предоставлено: НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калифорнийский технологический институт.
В воскресенье, 23 ноября 1924 года, 100 лет назад в этом месяце, читатели, пролистывая шестую страницу «Нью-Йорк Таймс», нашли бы интересную статью среди нескольких крупных рекламных объявлений о шубах. Заголовок гласил: «Выводы о том, что спиральные туманности являются звездными системами: «Доктор. Хаббелл подтверждает точку зрения, что это «островные вселенные»; похожий на наш».
Американский астроном в центре статьи, доктор. Эдвин Пауэлл Хаббл, вероятно, был сбит с толку неправильным написанием своего имени. Однако в этой истории описывается новаторское открытие: Хаббл обнаружил, что две спиральные туманности, объекты, состоящие из газа и звезд, которые, как ранее считалось, находились в нашей Галактике Млечный Путь, расположены за ее пределами.
Эти объекты на самом деле были галактиками Андромеды и Мессье 33, ближайшими к нашему Млечному Пути крупными галактиками. На основе наблюдений за десятками миллионов галактик подсчитано, что сейчас Вселенную заполняет до нескольких триллионов галактик.
За четыре года до объявления Хаббла в Вашингтоне, округ Колумбия, произошло событие под названием «Великие дебаты» между американскими астрономами Харлоу Шепли и Хибером Кертисом. Шепли недавно показал, что Млечный Путь больше, чем измерялось ранее. Шепли утверждал, что внутри него могут находиться спиральные туманности. Кертис, с другой стороны, приводил доводы в пользу существования галактик за пределами Млечного Пути.
Оглядываясь назад и игнорируя некоторые детали, Кертис выиграл дебаты. Однако метод, который Шепли использовал для измерения расстояний в Млечном Пути, имел решающее значение для открытия Хаббла и был адаптирован на основе работы американского астронома-новатора Генриетты Суон Ливитт.
Измерение расстояний до звезд
В 1893 году молодой Ливитт был нанят в качестве «компьютера» для анализа изображений, полученных с помощью телескопа в обсерватории Гарвардского колледжа в Массачусетсе. Ливитт исследовал фотографические пластинки телескопических наблюдений другой галактики, называемых Малым Магеллановым Облаком, сделанные другими исследователями обсерватории.
Ливитт искал звезды, яркость которых менялась со временем. Из более чем тысячи переменных (переменных) звезд она выделила 25 типа, известного как цефеиды, и опубликовала результаты в 1912 году.
Яркость звезд цефеид со временем меняется, создавая впечатление, что они пульсируют. Ливитт обнаружил устойчивую связь: цефеиды с более медленными пульсациями были естественно ярче (более светящимися), чем цефеиды с более быстрыми пульсациями. Это было названо «зависимостью периода и светимости».
Другие астрономы признали важность работы Ливитта: это соотношение можно использовать для расчета расстояний до звезд. Будучи студентом Принстонского университета, Шепли использовал зависимость между периодом и светимостью для оценки расстояний до других цефеид Млечного Пути. Именно так Шепли пришел к своей оценке размеров нашей галактики.
Откройте для себя новейшие достижения науки, технологий и космоса благодаря более чем 100 000 подписчиков, которые ежедневно получают информацию от Phys.org. Подпишитесь на нашу бесплатную рассылку и получайте ежедневные или еженедельные новости о прорывах, инновациях и важных результатах исследований.
Но для того, чтобы астрономы были уверены в точности расстояний внутри нашей галактики, им нужен был более прямой способ измерения расстояний до цефеид. Метод звездного параллакса — еще один способ измерения космических расстояний, но он работает только для близлежащих звезд. Когда Земля вращается вокруг Солнца, кажется, что ближайшая звезда движется относительно более удаленных звезд фона. Это видимое движение называется звездным параллаксом. Угол этого параллакса позволяет астрономам определить расстояние звезды от Земли.
Датский исследователь Эйнар Герцшпрунг использовал звездный параллакс, чтобы определить расстояния до нескольких близлежащих звезд-цефеид, что помогло откалибровать работу Ливитта.
В статье New York Times освещались «великолепные» телескопы обсерватории Маунт-Вилсон недалеко от Лос-Анджелеса, где работал Хаббл. Размер телескопа обычно определяется диаметром главного зеркала. Телескоп Хукера на горе Вильсон с зеркалом диаметром 100 дюймов (2,5 метра) для сбора света был крупнейшим телескопом своего времени.
Большие телескопы не только более чувствительны к разрешению галактик, но и дают более четкие изображения. Таким образом, Эдвин Хаббл имел хорошие возможности для своего открытия. Когда Хаббл сравнил свои фотопластинки, сделанные с помощью 100-дюймового телескопа, с фотографиями, сделанными другими астрономами в предыдущие ночи, он был в восторге от того, как яркость яркой звезды менялась со временем, как и следовало ожидать от цефеиды. .
Используя расчеты Ливитта, Хаббл обнаружил, что расстояние до его цефеиды превышает величину, указанную Шепли для Млечного Пути. В последующие месяцы Хаббл исследовал дополнительные спиральные туманности в поисках новых цефеид, с помощью которых можно было бы измерять расстояния. Наблюдения Хаббла распространились среди астрономов. В Гарварде Шепли получил письмо от Хаббла с подробным описанием открытия. Он подарил его коллеге-астроному Сесилии Пейн-Гапошкин и заметил: «Вот письмо, которое разрушило мою вселенную».
Расширение Вселенной
Помимо оценки расстояния до галактики, телескопы также могут измерять скорость, с которой галактика движется к Земле или от нее. Для этого астрономы измеряют спектр галактики: различные длины волн света, который она излучает. Они также рассчитывают эффект, известный как доплеровский сдвиг, и применяют его к этому спектру.
Доплеровский сдвиг происходит как в световых, так и в звуковых волнах; Он отвечает за то, чтобы звук сирены увеличивался при приближении автомобиля скорой помощи, а затем уменьшался, когда он проезжал мимо вас. Когда галактика удаляется от Земли, особенности спектра, известные как линии поглощения, имеют более длинные измеренные длины волн, чем если бы они не двигались. Это связано с доплеровским сдвигом, и мы говорим, что эти галактики «смещены в красную сторону».
Начиная с 1904 года американский астроном Весто Слайфер использовал доплеровскую технологию на 24-дюймовом телескопе в обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе, штат Аризона. Он обнаружил, что все туманности, включая Андромеду, имеют красное смещение. Слайфер обнаружил, что они удалялись от Земли со скоростью до тысячи километров в секунду.
Хаббл объединил измерения Слайфера с оценками расстояний до каждой галактики и обнаружил связь: чем дальше галактика от нас, тем быстрее она удаляется от нас. Это можно объяснить расширением Вселенной из общего начала, которое стало насмешливо известно как Большой Взрыв.
Объявление, сделанное 100 лет назад, закрепило место Хаббла в истории астрономии. Позже его имя было использовано для обозначения одного из самых мощных научных инструментов всех времен: космического телескопа Хаббл. Кажется невероятным, насколько расширилось наше понимание Вселенной всего за пять лет.
Информация от: Разговором
