Помоги проекту - поделись книгой:
Но затем появился локомотив с его паровым свистком, предназначенным для предупреждения людей, чтобы они ушли с дороги! Паровозы начали ходить периодически, и наблюдатель мог прислушиваться к свисткам при их приближении и удалении. Обычно он слышал, как паровой свисток при прохождении паровоза мимо меняет свой тон от «тенора» до «баритона».
После того как это случилось несколько раз, возникло любопытство. Почему это происходит? Почему свисток звучит тоньше, когда поезд приближается, чем когда он удаляется? Почему свисток звучит глубже, когда поезд отъезжает? Откуда это непонятное изменение?
Можно с ходу откинуть мысль, что это шутка машиниста, поскольку подобное происходит со всеми поездами и всеми машинистами, и столь нелепая шутка просто невозможна. Кроме того, если два человека слушают с разных точек наблюдения, то все равно при приближении звук имеет более высокий тон, чем при удалении.
Австрийский физик Кристиан Иоган Доплер в 1842 году попытался объяснить этот эффект с точки зрения природы самого звука.
Звук, как тогда полагали, — это волновое явление, которое воздействует на ухо человека благодаря чередующимся зонам сжатия и разрежения при распространении через среду, по которой волна перемещается. Расстояние от одной области сжатия до следующей называется длиной волны — и может быть показано, что чем короче длина волны, тем выше тон, и, соответственно, чем длиннее длина волны, тем тон ниже.
При 0 °C звук распространяется со скоростью около 330 м/с. (На протяжении всей этой главы я хочу использовать «метры в секунду» в качестве единицы скорости исключительно по собственной прихоти. Если вам больше нравится «миль в час», просто помните, что 1 м/с равен примерно 1/4 мили/ч. Таким образом, 330 м/с равны 752 миль/ч. —
Теперь предположим, что свисток производит постоянный звук с такой длиной волны, что каждую секунду производится 330 зон сжатия — эта длина волны равна ми выше среднего до на пианино. Через секунду после начала свиста появится 330 зон сжатия, первая из которых продвинется на 330 метров, тогда как остальные ровно распределятся между ней и свистком. Легко видеть, что расстояние между зонами сжатия будет ровно 1 метр, а это значит, что длина волны звука равна 1 метру.
Но предположите, что свисток размещен на паровозе, который приближается к вам со скоростью 33 м/с, что составляет 1/10 скорости звука.
Ко времени, когда первая волна сжатия преодолеет 1 метр со своей стартовой точки и начнется испускание второй волны, паровоз пройдет вперед на 0,1 метра. Таким образом, когда появляется вторая волна сжатия, она будет на расстоянии всего 0,9 метра от своей предшественницы, — и это же явление будет происходить с каждой последующей волной сжатия.
Другими словами, если свисток издает звук с длиной волны в 1 метр, когда паровоз относительно вас стоит неподвижно, то при движении поезда длина волны становится 0,9 метра при приближении к вам со скоростью 33 м/с. (Можно легко заметить, что длина волны станет еще короче, если вы будете приближаться быстрее.)
Длина волны 0,9 метра равна частоте 330/0,9, или 367 колебаний в секунду, что почти эквивалентно фа-диезу.
Все будет происходить совершенно иначе, если паровоз начнет двигаться от нас. Тогда, когда первая волна сжатия преодолеет 1 метр к вам и начнется испускание второй волны, паровоз пройдет 0,1 метра от вас и длина волны станет 1,1 метра. Частота будет 330/1,1, или 300 колебаний в секунду, что почти точно соответствует ноте ре.
Тогда мы можем сказать, что свисток паровоза, который обычно издает звук ми, звучит как фа-диез, приближаясь на обычной скорости умеренно быстрого экспресса, и что, миновав наблюдателя, он внезапно меняет звучание на ре.
Итак, тон связан с относительным движением наблюдателя и паровоза. Это может показаться на первый взгляд странным. Но если паровоз приближается и волны сжатия располагаются ближе друг к другу, то нельзя ли нам что-нибудь сделать с наблюдателем? Если вы начнете двигаться в том же направлении, что и паровоз, и с той же скоростью, то волны сжатия, сдвинутые ближе друг к другу из-за движения паровоза, как бы раздвинутся друг от друга, когда они достигнут ваших ушей. И если вы и поезд двигаетесь с одной и той же скоростью, это раздвижение полностью компенсирует сжатие волны. Вы услышите нормальный тон, точно так же, как если бы вы и свисток были неподвижными.
Однако это рассуждение Доплера (приведенное выше) было поначалу лишь простым теоретизированием. Тем не менее оно давало программу для опытов. Теория Доплера связывала скорость звука, скорость источника звука и тон звука совершенно однозначным образом — и необходимо было только, используя соответствующие приборы, провести эксперимент, который бы показал, в самом ли деле все параметры звука связаны между собой соотношениями, установленными Доплером.
Чтобы провести такой эксперимент, Доплер в 1844 году взял в аренду вагон-платформу и некоторую часть железнодорожного пути. На вагоне-платформе он разместил трубачей, попросив их производить указанную ноту, не меняя ее тона, когда платформа минует наблюдателя с абсолютным слухом. Наблюдатель заметил предсказываемое изменение тона; на основании скорости звука и скорости вагона-платформы Доплер произвел необходимые расчеты и обнаружил, что услышанное наблюдателем изменение высоты тона соответствует тому, какое было предсказано теорией. Это изменение тона в зависимости от скорости с тех пор называют доплеровским эффектом.
Доплер сразу увидел, что его теория может быть применима не только к звуку, но и к любому другому волновому явлению. Свет, к примеру, состоит из крошечных волн, и, если источник света, излучающий лишь одну длину волны, приближается к вам, ясно, что для неподвижного наблюдателя длина волны должна укоротиться, а частота увеличиться. Если источник удаляется, волна удлиняется и частота уменьшается.
Каждый раз, когда длина волны изменяется, свет меняет свой цвет. Видимый цвет занимает определенную полосу частот: самые длинные частоты представляет красный, далее идут в порядке уменьшения длин волны оранжевый, желтый, зеленый, синий и фиолетовый (спектр радуги является прекрасным примером).
Тогда, если удаляющийся источник света излучает волны определенной длины, длина этих волн больше, чем была бы, будь источник неподвижным. Его цвет сдвинулся бы в направлении красного. Если же источник света приближается, его цвет сдвигается в направлении фиолетового.
Тогда мы можем сказать, что удаляющийся источник света сопровождается «красным смещением», а приближающийся свет — «фиолетовым смещением». Я считаю, что «красное смещение» — это очень расплывчатый термин. Он звучит, словно красный цвет смещается или что цвет смещается в красный. Неверно ни то ни другое. Поскольку в случае, если источник удаляется, любой цвет любой длины волн будет смещаться по направлению к красному, нам следует назвать это явление «смещением в красную сторону». Обратное явление следует назвать «смещением в фиолетовую сторону» — или, если это звучит слишком нелепо, можно использовать также выражение «смещение в синюю сторону». (Но это я пишу только из любви к точности. Я и дальше буду использовать термин «красное смещение». —
Но теперь, когда мы решили, что доплеровский эффект применим к свету совершенно так же, как к звуку, то, используя простую логику, можем мы немного поиграть в науку и проверить теорию наблюдениями?
Почему бы нам не повторить то, что мы делали со звуком? Свисток паровоза продемонстрировал явное и безошибочно определяемое изменение тона свистка, когда свисток проносится мимо при скорости в одну десятую от скорости звука. Почему бы прожектору паровоза (излучающего свет определенной волны) не показать столь же определенное и безошибочно определяемое изменение цвета, когда паровоз проносится мимо со скоростью одной десятой скорости света?
Проблема состоит в том, что свет летит во много раз быстрее звука. Свет делает около 300 000 000 м/с. Десятая часть этой скорости составляет 30 000 000 м/с и — давайте смотреть правде в глаза — ни один паровоз не может развить такой скорости.
Предположим, что мы возьмем какой-нибудь паровоз, идущий со скоростью 33 м/с. Изменение скорости будет от +33 м/с (при приближении) до –33 м/с (при удалении) — или суммарно 66 м/с. Это меньше 1/4 000 000 скорости света. Длина волны света будет смещаться в том же соотношении, и определить столь малое смещение окажется трудно, во времена же Доплера это было совершенно невозможно.
Вряд ли мы сможем наблюдать доплеровский эффект на Земле, несмотря на то что со звуком это удалось просто великолепно.
А если мы возьмем небесные тела? Они перемещаются много быстрее, чем созданные или еще только задуманные человеком объекты. Земля, к примеру, совершает поворот за 24 часа, что означает, что данная точка на экваторе перемещается (относительно центра Земли) со скоростью примерно 465 м/с — или в 14 раз быстрее экспресса. Луна вращается вокруг Земли со скоростью примерно в 1000 м/с. Земля вращается вокруг Солнца со скоростью примерно в 30 000 м/с, в то время как Меркурий при своем самом близком приближении к Солнцу достигает скорости в 57 000 м/с.
Разумно предположить, что скорости небесных тел относительно друг друга обычно составляют тысячи и десятки тысяч метров в секунду — и это внушает некоторую надежду. Земля движется относительно Солнца со скоростью, равной 1/10 000 скорости света. Не много, но намного больше, чем 1/4 000 000.
Так что не будем напрягать голову, как нам использовать источник на паровозе, — вместо этого давайте возьмем свет, испускаемый небесными телами.
А этот свет является либо собственным (как у звезд), либо отраженным (как планеты). Он имеет широкий спектр частот, это делает вопрос о измерении небольшого смещения намного сложнее (с паровозом, для которого можно было создать прожектор с одной длиной волны, все было бы много проще).
Доплер считал, что сложность задачи можно преодолеть. Он предполагал, что звезды излучают только видимый свет, который имеет примерно равномерный спектр — от красного до фиолетового. Если бы звезда удалялась от нас, считал он, все волны увеличивали бы свою длину волн, приближаясь к красному краю спектра, в то время как фиолетовый край стал бы пустым. В результате общий цвет звезд стал бы более красным. Чем больше скорость удаления, тем большим было бы смещение в красную часть, и тем более звезда приобретала бы красный цвет. С другой стороны, если звезда приблизится к нам, спектр сместился бы в другом направлении и звезда приобрела бы синеватый оттенок.
Доплера в его убеждениях подкреплял тот факт, что и в самом деле существовали звезды, которые казались краснее остальных (к примеру, Антарес и Бетельгейзе), а также звезды, которые были более синими, чем остальные (к примеру, Ригель и Вега). Доплер подозревал, что Антарес и Бетельгейзе уходят от нас на больших скоростях, а Ригель и Вега приближаются к нам — и именно перемещение вызывает изменение в их цвете.
К сожалению, Доплер начал с неверного допущения (но пусть в него первым бросит камень тот, кто ни разу не ошибался). Звезды излучают не только видимый цвет в диапазоне от фиолетового до красного. Они также испускают инфракрасные лучи, длина волн которых больше длин волн видимой части спектра, и ультрафиолетовые, длина которых меньше длин видимой части. Это стало известно в 1801 году.
Когда звезда удаляется от нас, тогда смещение света в красную сторону происходит без того, что спектральные линии остаются только с «красной стороны». Там очень длинным волнам красного цвета, что превращаются в инфракрасные волны, на смену приходят не столь длинные волны. С другой стороны, очень короткие волны фиолетового цвета, изменяя свое положение в спектре по направлению к красному концу, не оставляют пустого места. На их место приходят волны из ультрафиолетовой области. Аналогичная замена происходит, когда звезда приближается.
Другими словами, инфракрасная и ультрафиолетовая области являются как бы дополнениями, за счет которых видимый спектр заметно не меняется при приближении или удалении звезды. Общий цвет не изменяется. Цвет же звезды объясняется ее температурой. Более горячая, чем Солнце, звезда выглядит синее (это относится к Ригелю и Веге), в то время как звезды более холодные, чем Солнце, имеют более красный цвет (как в случае с Антаресом и Бетельгейзе).
(Теперь вы видите, что автор книги, о котором я упоминал в начале главы, напрасно вспоминал о Доплере: этот вопрос уже решен столетие назад. Какой смысл читать эту книгу дальше?)
В 1848 году французский физик Арман Ипполит Физо обнаружил ошибку в теории Доплера. Он объяснил, что изменение цвета со скоростью не связано. Необходимо выбрать конкретную частоту и каким-то образом ее пометить. Тогда можно было бы наблюдать сдвиг этой длины волны.
Но как пометить конкретную длину волны? Есть такая возможность, и Физо ее нашел.
В 1814 году немецкий оптик Йозеф Фраунгофер обнаружил, что спектр Солнца покрыт сотнями темных линий, каждая из которых имела свое постоянное положение.
Каждая такая линия говорила о конкретной длине волны, которой не было в солнечном свете, когда он доходил до поверхности Земли, — а если так, то эти линии должны сдвигаться при движении звезды, и этот сдвиг легко определить в спектре любой звезды, кроме Солнца. (Темные линии на Солнце не смещаются ввиду того, что Земля не удаляется от Солнца и не приближается к нему. Земля движется по круговой орбите, что не выявляет смещения. Таким образом, линии солнечного спектра могут быть взяты за основу, с которой можно сравнивать другие спектры. Поскольку Земля движется не точно по круговой орбите, она немного приближается к Солнцу на протяжении полугода, а затем оставшиеся полгода удаляется от него. Скорость приближения и удаления — около 3 м/с в среднем — достаточно мала, чтобы ее не принимать во внимание. —
В результате предложения Физо смещение длины волны при приближении или удалении источника света было названо эффектом Доплера — Физо.
Конечно, гипотеза Физо оставалась всего лишь гипотезой, пока не было найдено средство увидеть и измерить эффект Доплера — Физо. Это оказалось непросто. В 1848 году было трудно получить видимый спектр света звезд, чтобы изучить в нем темные линии. Только когда астрономы смогли выполнить эту задачу, обнаружилось, что спектр каждой звезды очень сильно отличается от спектров других звезд. Это означало, что сравнивать спектры звезд и определять скорости становится затруднительным.
Но в 1859 году немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф показал, что свет, производимый нагретым элементом, испускается только в определенном диапазоне длин волн. Свет, проходя через пары какого-либо определенного элемента, частично поглощается, причем некоторые определенные длины волн не проходят совсем. Каждый элемент излучает и поглощает одни и те же длины волн. Ни у одного элемента нет совпадения в длинах волн поглощения и испускания. Каждый элемент, таким образом, имеет «отпечаток пальцев» в виде своего спектра.
Кажется весьма вероятным, что свет, производимый солнечной поверхностью, проходя через несколько более холодную атмосферу Солнца, теряет определенные длины волн благодаря поглощению в атмосфере. Темные линии в солнечном спектре, таким образом, указывают на химический состав солнечной атмосферы.
Общий спектр может меняться от одной звезды к другой с изменением температуры и химических условий, но индивидуальные спектральные линии останутся постоянными. Линия водорода останется линией водорода, а линия железа останется линией железа.
Астрономы принялись внимательно изучать спектральные линии после 1868 года, когда английский астроном Уильям Хаггинс при наблюдении спектра Сириуса обнаружил легкое смещение в красную сторону линии водорода (при сравнении с аналогичной линией солнечного спектра). Он сделал заключение, что Сириус удаляется от нас на скорости 40 000 м/с. Эта цифра позднее была изменена более точными измерениями, но для первого раза это оказалось весьма неплохо.
Такое смещение, немного в красную сторону или немного в синюю, было замечено и у других звезд. Астрономы были очень довольны. Тем не менее существовала некоторая неопределенность в логике; точная наука этой неопределенности не должна допускать.
Подумайте сами! Физо решил, что, если источник света удаляется, спектральные линии должны сдвинуться в красную сторону. Но ни он, ни кто другой не наблюдали этого явления относительно звезды, которая, как было бы наверняка известно, удалялась.
Хаггинс, с другой стороны, наблюдал смещение в красную сторону спектра Сириуса и решил, что эта звезда должна удаляться. Второе «должна» целиком основывается на первом «должны», и если первое неверно, второе теряет смысл.
Но твердые научные правила, если мы стремимся им точно следовать, требуют, чтобы мы нашли какой-нибудь источник света, о котором твердо знаем, что он движется от нас, — и это знание должно основываться не на красном смещении. Если этот источник обнаружит смещение в красную сторону, тогда все будет в порядке.
Помня все это, давайте обратимся к Солнцу. Я говорил ранее, что оно ни удаляется от нас, ни приближается к нам — оно лишь вращается вокруг своей оси. Из наблюдения движения солнечных пятен видно, что Солнце делает полный поворот за 25 дней и 1 час (на экваторе). Этот факт основывается на прямых наблюдениях и ни у кого не вызывает сомнений. Окружность Солнца составляет 4 400 000 000 метров, так что любая точка на экваторе должна преодолеть это расстояние за 25 дней и 1 час — и, таким образом, двигаться со скоростью 2000 м/с.
Это означает, что на одном конце солнечного диска поверхность экватора приближается к нам со скоростью 2000 м/с, в то время как другой конец ее движется от нас со скоростью 2000 м/с.
С 1887-го по 1889 год шведский астроном Нилс Кристофер Дунер изучил спектр света, идущего от одного, а затем от другого краев солнечного диска. Он в самом деле нашел в первом случае смещение в синюю сторону и красное смещение в другом. Более того, смещение было точно таким, какое можно было бы ожидать из скорости относительно наблюдателя на Земле. Эта скорость была определена достаточно верным методом.
Данный опыт подтвердил «смещение Доплера — Физо», и целое поколение астрономов было вполне с этим согласно, поскольку все выглядело логично и наблюдения не выявляли каких-либо противоречий.
Но знаете, все же кое-какие сомнения оставались. Даже если удаление действительно вызывает красное смещение, мы должны задать вопрос: а нет ли какой-либо еще причины, которая бы вызвала смещение в красную сторону? Может быть такое, что у красного смещения есть еще какая-либо причина?
Игра в науку никогда не давала постоянного иммунитета тем, кто нарушает правила, и в 1910 году вопрос о смещении в красную сторону снова был поднят.
Я приступлю к этому в следующей главе.
Глава 10
Далекое расстояние
Увы, меня всегда считали немного наивным, и подобное мнение обо мне особенно часто складывалось, когда я был молод.
К примеру, когда мне было девятнадцать, меня пригласили в семью, которая проживала в соседнем штате. Мне объяснили, на какой станции нужно сойти, но мне не пришло в голову спросить дальнейшую дорогу — от станции до самого дома. Мне не пришло в голову взять на станции такси. Мне также не пришло в голову позвонить моему предстоящему хозяину и попросить его за мной явиться.
Единственное, что я сделал, — это спросил на станции человека, который покупал билеты, как мне пройти на нужную улицу. Он объяснил мне дорогу. Я неуверенно спросил его: «А как долго мне нужно идти?»
Он бесцеремонно ответил: «Долго!»
Я вздохнул, взглянул в ту сторону, куда мне предстояло идти, и пошел. Я прошел несколько миль, прежде чем сообразил спросить кого-нибудь из прохожих о дальнейшей дороге, поскольку мне казалось, что я нахожусь уже недалеко от нужного дома.
Вы, наверное, догадались, что я давно прошел этот дом и вынужден был возвратиться обратно. Когда человек, бравший билеты на станции, сказал, что мне идти далеко, я не задал ему самого элементарного вопроса: «А как далеко это „далеко“?»
«Как далеко это „далеко“?» — это был вопрос, который задавали себе астрономы в начале XIX века. Они знали, что звезды находятся далеко, немыслимо далеко, но не знали насколько.
На этот вопрос начали отвечать в 1830-х, когда было обнаружено, что ближайшая звезда находится на расстоянии 4,3 светового года (один световой год равен 5,8 триллиона миль). В конце концов (примерно столетием позже) стало известно, что наша Галактика, состоящая более чем из ста миллиардов звезд, представляет собой протяженную плоскую спираль примерно в 100 000 световых лет в поперечнике.
Это расстояние может вызвать восхищение, но для астрономов оно сродни зубной боли. Чем дальше расположена звезда, тем слабее она, тем меньше ее параллакс, тем хуже видно ее собственное движение.
Это означает, что, если какая-нибудь звезда уходит на большее расстояние, труднее определить расстояние до нее. Метод измерения параллакса (самый первый способ и самый достоверный), к примеру, дает удовлетворительные результаты только на расстояниях до 100 световых лет, то есть в пределах, близких к границам нашей Солнечной системы.
Таким образом, к началу XX века перспектива исследования Вселенной за пределами нашей Галактики — к примеру, измеряя расстояние — казалась практически невозможной.
К тому же многие считали, что за пределами нашей Галактики ничего и нет. Единственное, что было видно, — это некоторые расплывчатые образования в небе, называемые туманностями. Некоторые из этих туманностей определенно находились внутри нашей Галактики, но другие, возможно, были за ее пределами. Эти подозрительные туманности вызывали особый, все возрастающий интерес в начале XX века.
Самые большие надежды при изучении столь дальних объектов возлагались на астрономические приборы, которые могли определять характеристики независимо от расстояния. Основным явлением, которое можно было использовать, был сдвиг спектральных линий, вызванный радиальной скоростью (то есть скоростью движения от нас или к нам. —
Чем дальше находилась звезда, тем труднее ее было разглядеть и тем труднее было наблюдать ее спектр по ее свету. Приходилось применять все больше ухищрений для распознания и измерения положения спектральных линий; еще более трудным было определить смещение. К тому же очень трудно определить радиальную скорость на больших расстояниях. Тем не менее, если спектр можно получить вообще, тогда радиальную скорость можно измерить с достаточной точностью независимо от расстояния. Очень далекий объект, у которого мы можем получить фотографируемый спектр с распознаваемыми линиями, способен двигаться к нам или от нас — и это движение определить не сложнее, чем у близкого объекта.
Во второй половине XIX столетия радиальные скорости были измерены для многих звезд (ныне известны радиальные скорости тысяч звезд). Величины этих радиальных скоростей звезд находятся в довольно узком диапазоне. Для некоторых звезд радиальная скорость практически равняется нулю (в конце концов, некоторые звезды могут двигаться параллельно нашему собственному курсу или могут пересекать линию нашего движения под прямыми углами, так что в данный момент они не приближаются и не удаляются). С другой стороны, некоторые звезды имеют радиальную скорость, равную 400–500 км/с относительно Солнца. Но такие величины редки. Большинство звезд имеют скорость в диапазоне 10–40 км/с — и, похоже, из них столько же удаляется, сколько приближается.
На основе радиальных скоростей можно сделать некоторые заключения относительно собственного движения (то есть движения перпендикулярно линии зрения). Такое собственное движение может быть измерено непосредственно для ближайших звезд — и радиальное движение данной звезды не обязательно имеет отношение к собственному движению этой звезды. Однако среди большого числа звезд существуют статистические соотношения, и это может быть использовано, чтобы получить представление об истинном движении, в трех измерениях, относительно Земли.
Когда это было сделано, полученная картина Галактики на первый взгляд представляла собой нечто вроде осиного гнезда, движущегося наугад во всех направлениях. Более внимательное изучение показало, что можно найти в движении звезд некоторую закономерность. В 1904 году голландский астроном Якобус Корнелис Каптейн доказал, что звезды движутся двумя потоками и движение одного потока противоположно движению другого.
Позднее, в 1925 году, другой голландский астроном, Ян Хендрик Оорт, объяснил эти потоки как результат вращения Галактики. В целом чем дальше астрономический объект находится от гравитационного центра, относительно которого он вращается, тем медленнее его орбитальное вращение. В нашей Солнечной системе чем дальше планета отстоит от Солнца, тем медленнее она движется по своей орбите. В нашей Галактике чем отдаленнее звезда от своего галактического центра, тем медленнее она вращается на своей орбите вокруг центра.
Звезды, более отдаленные от центра Галактики, чем Солнце, будут двигаться медленнее, чем оно. Мы опережаем их, и они медленно отстают от нас. Звезды, более близкие к центру Галактики, чем Солнце, движутся быстрее и нас опережают. Таким образом, получается два потока в противоположных направлениях.
Радиальные скорости, таким образом, оказываются исключительно мощным средством, поскольку они дают нам картину большого медленного вращения огромной Галактики вокруг своей оси — картину, которую мы вряд ли получили бы с такой определенностью любым другим путем.
Но это было только начало.
Следующий этап в насыщенной перипетиями истории определения радиальных скоростей начался в 1912 году, когда американский астроном Весто Мелвин Слайфер измерил радиальную скорость туманности Андромеды. Эту туманность некоторые астрономы считали находящейся за пределами нашей Галактики. Из тех туманностей, которые можно было видеть невооруженным глазом, это была единственная, относительно которой существовало такое предположение. Таким образом, она казалась самым дальним объектом, который человеческий глаз способен видеть без приборов.
Хотя туманность и находилась далеко, Слайфер тем не менее смог получить из ее света спектр. Ему удалось определить, с каким спектром он имеет дело, и из этого вывести, насколько данный спектр сдвинулся относительно нормального положения. По полученной радиальной скорости он мог сказать, находится ли туманность внутри нашей Галактики или за ее пределами.
Смещение оказалось в сторону синего цвета, и Слайфер сделал заключение, что туманность Андромеды приближается к Земле со скоростью 200 км/с. Эта цифра была в пределах радиальных скоростей, часто наблюдаемых у астрономических объектов. Она заняла свое место в астрономических справочниках, но ничего сенсационного из этого не следовало.
Успех привел Слайфера к мысли попытаться измерить скорость другой туманности, которая похожа на созвездие Андромеды, но светится не столь ярко и, по всей вероятности, находится на большем расстоянии. К 1917 году ему удалось измерить радиальные скорости пятнадцати из них.
Полученные результаты вызвали у него недоумение. Когда ученые не видят причин к обратному, они ожидают встретиться со случайным распределением. При измерении радиальных скоростей туманностей следовало бы ожидать, что примерно половина этих туманностей будет удаляться, а половина приближаться.
Оказалось, что это не так. Из пятнадцати созвездий, чьи радиальные скорости были измерены Слайфером, только две (Андромеда и еще одна) приближались. Другие тринадцать удалялись от Солнца.
Более того, это удаление оказалось неожиданно велико. Тринадцать туманностей улетали со скоростью в среднем 640 км/с, а это значение намного превосходило максимальную величину радиальной скорости для любой наблюдаемой звезды.
Если туманности являются частью нашей Галактики, то эти данные были непонятны. С чего это одной группе объектов в Галактике удаляться от нас почти с одинаковыми огромными скоростями, тогда как другие объекты так себя не ведут?
Это необъяснимое поведение стало еще одним фактом, говорящим о необычной природе туманностей.
К счастью, вопрос о том, являются ли туманности галактиками или же это просто какие-то странности во Вселенной, стоял не долго. В том же 1917 году, когда Слайфер обнаружил непонятное явление, другой американский астроном, Эдвин Поуэлл Хаббл, начал использовать новый телескоп в 100 дюймов радиусом в Маунт-Вильсоне в штате Калифорния. Этот телескоп оказался достаточно мощным для того, чтобы разглядеть расплывчатую до сих пор туманность Андромеды. Оказалось, что туманность представляет собой скопление очень слабых звезд — слабых ввиду большого расстояния до них.
Это было последнее требуемое свидетельство, необходимое для того, чтобы с уверенностью утверждать, что и туманность Андромеды, и аналогичные объекты являются скоплениями звезд за пределами нашей Галактики и сами в полной мере являются галактиками. С этого времени можно было уверенно говорить о «галактике Андромеда», а не о «туманности Андромеда», и определиться, что окружающий нас набор звезд является галактикой Млечного Пути. (Если вам это интересно, в настоящее время полагают, что галактика Андромеда находится от нас примерно в 2,2 миллиона световых лет и является самым далеким объектом, который можно видеть невооруженным глазом. —
Это прояснило дело. Стало понятно, что объекты за пределами нашей Галактики могут вести себя иначе, чем объекты нашей Галактики. Нет ничего удивительного, что эти галактики движутся быстрее относительно друг друга, чем звезды внутри данной галактики, — как не удивительно, к примеру, что автомобили внутри города и на автострадах движутся с разными скоростями.
Но все же число галактик, которые удалялись, казалось неоправданно большим — тринадцать из пятнадцати.
Но возможно, просто так совпало, что Слайферу попадались только удаляющиеся галактики. Если изучить большее число галактик, то распределение удаляющихся и приближающихся галактик могло быть и равным.
Американский астроном Мильтон Ла Салле Хамасон взялся за решение этой задачи. Это было непросто. Естественно, Слайфер изучил самые яркие галактики, чей спектр можно было получить без труда. Хамасон вынужден был перейти к менее ярким. Ему порой приходилось ждать несколько дней, чтобы получить спектр едва различимых тусклых пятнышек туманностей отдаленных галактик. Трудности были значительными, но ему удалось справиться со всеми проблемами.
Однако, к изумлению Хамасона, все спектры, что он получил, имели красное смещение! Было похоже на то, что все галактики (кроме двух самых близких) удалялись. Дело усложняло то, что смещение в красную сторону было очень большим, представляя скорости не в сотни, а в тысячи километров в секунду. В 1928 году Хамасон измерил смещение в красную сторону галактики, имевшей название NGC 7619, и обнаружил по нему, что галактика удаляется со скоростью 3800 км/с.
Еще загадочней оказалось то, что, чем более далекой была галактика (и, таким образом, дальше от нас), тем быстрее она удалялась.
Поделиться книгой: