Строение вселенной

Строение вселенной, т. е. распределение в пространстве различных небесных тел как видимых в телескопы и фотографируемых, так и невидимых, темных, несветящихся, на существование которых указывают некоторые соображения, и движение всех этих тел, так как распределение их в пространстве несомненно, хотя и крайне медленно, изменяется, — составляет наряду с вопросами об образовании небесных тел две наиболее общие проблемы астрономии, решение которых опирается на множество более мелких вопросов. Вследствие их сложности и трудности и та, и другая проблема в настоящее время еще очень далеки от сколько-нибудь точного решения, и многие стороны современных воззрений на строение вселенной основываются на более или менее вероятных гипотезах. При всем том некоторые идеи представляются настолько несомненными, что в той или иной форме они составляют основание всех воззрений на строение, по крайней мере, ближайшей к нам части вселенной, т. н. Млечного пути. Небесные тела, о которых при этом идет речь, суть звезды, туманности разного рода и звездные скопления.

Для точного представления расположения в пространстве небесных тел необходимо для каждого из них знать: 1) направление прямой линии, идущей к нему от какой-либо точки, например, от центра Солнца, т. е. направление, по которому мы видим этот предмет, или знаем, что он по этому направлению расположен, и 2) расстояние его от Солнца. Задача определения направлений сравнительно очень проста, и их можно считать для всех тел известными с точностью, достаточной для рассматриваемой цели; это есть видимое, кажущееся расположение их на небесном своде. Напротив, определение расстояний возможно лишь для сравнительно небольшого числа небесных тел. Наиболее безупречный в теоретическом отношении метод определения расстояний заключается в измерении годичного параллакса (см. параллакс и звезды) светила посредством наблюдения колебания видимого места его на небесном своде, колебания с годичным периодом, вследствие годичного движения Земли вокруг Солнца. При громадности расстояний звезд от Солнца применяются во избежание огромных чисел большие меры длины, и именно, либо парсек, либо световой год. Парсек есть расстояние, соответствующее годичному параллаксу величиной в одну секунду дуги; он содержит в себе 206 265 средних расстояний Земли от Солнца, т. е. 30,84 миллионов миллионов км; световой год есть пространство, проходимое светом за 1 год по 300 000 км в секунду; он содержит в себе 63 330 расстояний от Земли до Солнца, т. е. 9,46 млн. млн. км; парсек = 3,26 световым годам. При современной точности соответствующих астрономических измерений пределом расстояний, которые еще можно измерить таким способом, является расстояние в 100 парсеков, или 326 световых лет. Известно около 1 ½  тысяч звезд, расстояния которых определены таким образом, но это суть, без сомнения, лишь ближайшие к нам звезды. Зная расстояние звезды и определив, что не представляет задачи исключительной трудности, во сколько раз она при таком расстоянии кажется нам по яркости слабее Солнца, можно вычислить, какова ее действительная, так сказать, абсолютная яркость, сравнительно с яркостью Солнца. Такими вычислениями было найдено, что есть звезды, в десятки, сотни и тысячи раз ярче Солнца, и другие, во столько же раз слабее его; значит, по абсолютной яркости звезды чрезвычайно, до миллиона раз разнятся друг от друга. В недавнее время было подмечено, что в спектрах звезд (см. звезды) некоторые, немногие, темные линии по своей напряженности, ширине, стоят в определенной зависимости от абсолютной яркости звезды; одни линии становятся шире при увеличении абсолютной яркости, другие, напротив, уже; таким образом, явилась возможность по относительной напряженности, или ширине, этих избранных линий спектра определять абсолютную, действительную яркость звезд; а так как, с другой стороны, их кажущаяся яркость тоже может быть определена без особого труда, то сравнивая кажущуюся и абсолютную яркость (например, обе сравнительно с Солнцем), можно определить и расстояние звезды; этот новый спектральный метод измерения расстояний уже расширил и обещает еще более расширить наши сведения о расстояниях звезд; но он не в полной мере безупречен; есть указания, что вид указанных линий зависит не только от абсолютной яркости звезды, но, хотя и в малой мере, и от некоторых других причин. Этот метод применим лишь к достаточно ярким звездам, от которых по силе их света можно получить и сфотографировать достаточно длинный спектр, с большой дисперсией (см. спектральный анализ в астрономии). В немногих случаях возможно определить звездные расстояния путем исследования движений в т. н. семействах, звезд (см. звезды). Наконец, можно до некоторой степени оценить (неточно измерить) расстояния звезд по быстроте (лучше сказать, медленности) их видимых движений на небесном своде, учитывая, что движение нашего Солнца (около 20 км в сек.) вызывает соответственные кажущиеся движения звезд на небесной сфере тем меньшие, чем дальше от нас звезда. В общем, нам сколько-нибудь точно известны расстояния, может быть, около 3 тысяч звезд. Это мало; ведь даже невооруженный глаз видит на всем небе около 6 тысяч. Добытые результаты достаточны, однако, чтоб указать определенно на крайнюю разреженность вещества в пространстве звездной вселенной. Мы имеем определенные указания, на основании изучения двойных звезд, что звезды, сильно разнящиеся по яркости друг от друга, сравнительно мало разнятся по массе, вероятно лишь в 100—200 раз; с другой стороны, они довольно значительно разнятся по средней плотности: Солнце, с удельным весом 1,4 по отношению к воде, принадлежит к более плотным звездам, но есть звезды с удельным весом вроде нашего воздуха и даже менее плотные. Наконец, что касается размеров звезд, то Солнце оказывается, по исследованиям последнего времени, сравнительно малой звездой, есть звезды с поперечником в 100—200 раз большим, чем у Солнца, и эти гиганты как раз имеют малую плотность, вроде или менее плотности нашего воздуха. Размеры звезд ничтожны сравнительно с расстояниями, отделяющими звезды друг от друга; эти расстояния между звездами — величины такого же порядка, как расстояния звезд от Солнца. Крайне малая насыщенность пространства веществом, материей, быть может, будет яснее, если мы вообразим себе приблизительную модель, уменьшенную в сравнении с действительностью, примерно, в миллион миллионов миллионов раз. Тогда звезды-солнца представятся шариками в несколько миллиметров в поперечнике (маковые зерна, орехи, изредка небольшие мячики), а расстояние между ними будут представлены все же десятками и сотнями километров; понятно, что, несмотря на движения этих солнц, столкновения между ними, вследствие громадности расстояний, могут происходить очень редко, хотя при неограниченности времени и не исключены вполне.

Небольшое, сравнительно с расстояниями отдаленнейших звезд, видимых в трубы, пространство в 100 парсеков, вокруг нашего Солнца далеко еще не исследовано вполне, известны еще не все звезды, заключающиеся в этом объеме. Далее простирается область, о размерах и форме которой мы можем судить лишь на основании косвенных соображений и различных гипотез, так как для того, чтобы сколько-нибудь точно измерить эти громадные расстояния, пока нет методов и средств. Основанием для суждений служит здесь, прежде всего, видимое расположение звезд на небесном своде. Мы видим их везде на небе, но особенное, выдающееся скопление их находится в Млечном пути (см.), опоясывающем все небо. Объяснение этой светлой полосы заключается, как известно, в том, что в ней на площади, скажем, в один квадратный градус находится гораздо более слабых звезд, чем в других местах неба; не во всех частях Млечного пути его богатство звездами одинаково; уже простым глазом видны особенно яркие места, т. е. особенно богатые слабыми звездами, наряду с менее яркими. Существенно, что при подсчетах числа слабых звезд, приходящихся на один квадратный градус, в разных местах неба, обнаружилось, что это число постепенно растет по мере перехода от мест неба, наиболее отдаленных от Млечного пути (его полюсов), к самому Млечному пути; следовательно, его полоса не так узка на деле, как она кажется невооруженному глазу; с другой стороны, в Млечном пути есть очень темные места, почти совсем лишенные даже очень слабых звезд. Фотография обнаружила также присутствие в Млечном пути слабых, но очень больших туманностей. Постепенное увеличение числа слабых звезд по мере приближения к Млечному пути указывает на то, что это не есть ряд «звездных облаков», расположенный в форме кольца, охватывающего ближайшие к нам, сравнительно пустые области пространства, а напротив, это — огромное скопление звезд, к которому принадлежит и наше Солнце, но это скопление имеет  не сферическую форму, а сильно сплюснутую, в форме, например, карманных часов. Солнце находится недалеко от  средины этого громадного скопления.  Звезды, для которых худо ли хорошо ли измерены расстояния, расположены лишь во внутренней части этого звездного скопления. Как далеко от нас расположены его границы, как в средней плоскости Млечного пути, так и перпендикулярно к ней? Вот вопрос, который приходится решать лишь косвенно на основании различных предположений. Он решался бы очень просто, если бы все звезды были по  абсолютной яркости одинаковы, чего, как мы уже видели, на самом деле нет, и при допущении, что при прохождении света от звезд до земли не происходит заметного поглощения света (к такому допущению теперь имеются достаточные основания), а яркость убывает только пропорционально квадрату расстояния. Действительно, допустим на минуту, что все звезды по действительной яркости их таковы же, как Солнце. Измерено, что Солнце кажется нам ярче звезд 1-ой величины в 10¹¹ раз; исходя из нашего допущения, заключаем, что звезды 1-ой величины дальше от нас, чем Солнце, в 316 000 раз (это есть квадратный корень из 10¹¹), т. е. их расстояние от нас равно приблизительно 1 ½  парсекам; звездам 6-ой величины, кажущимся в 100 раз слабее, чем звезды 1-ой величины, мы бы указали расстояние в 15 парсеков; для звезд 11-ой, 16-ой, 21-ой звездной величины мы бы нашли расстояния в 150, 1 500, 15 000 парсеков, или 50, 500, 5 000 световых лет, и строение звездной системы Млечного пути было бы нам вполне известно. Но звезды очень различны по абсолютной яркости, расчеты подобного рода лишь грубо приближенны, и вопрос значительно осложняется. Для приближения к решению его нужно, прежде всего, знать, в каком отношении друг к другу находятся числа звезд различной абсолютной яркости; это можно вывести лишь относительно тех ближайших к нам звезд, для которых, хотя бы приближенно, известны их расстояния от нас, а следовательно, и их абсолютные яркости. Такие исследования могли быть поставлены на прочную почву лишь в XX веке, и потому, оставляя в стороне результаты прежних исследователей (Зеелигера, Шварцшильда и др.), остановимся лишь на исследованиях Каптейна. Он нашел, что наибольшее число принадлежит звездам, более слабым, чем Солнце, примерно в 12 раз; звезды более яркие и более слабые встречаются тем реже, тем в меньшем числе, чем более их абсолютная яркость отличается от этой 1/12 доли яркости Солнца; так что, например, число звезд, яркость которых заключается между 1/6 и 1/20 яркости Солнца, составляет около 21% общего числа всех звезд, от самых ярких до самых слабых; число звезд с яркостью от 2 ½  до 60 раз более слабой, чем яркость Солнца, составляет половину всех звезд и т. п. Затем необходимо выяснить вопрос, как изменяется среднее расстояние между соседними звездами, иными словами, густота (или, лучше сказать, степень разреженности) звезд в пространстве, по мере удаления их от нашего Солнца, которое по всем признакам находится недалеко от наиболее густо (и, как мы раньше видели, все же крайне редко) заполненной звездами центральной части Млечного пути. Этот вопрос был выяснен параллельно с предыдущим на основании обширного статистического материала, причем была сопоставлена густота кажущегося распределения звезд различной видимой яркости в разных местах неба с видимым угловым расстоянием этих мест от средней линии Млечного пути, и были приняты во внимание приближенные оценки расстояний звезд от Солнца. Игнорируя при этом не вполне одинаковую густоту звезд в самом Млечном пути, Каптейн пришел к заключению, что область, занятая Млечным путем, напоминает по форме карманные часы, диаметр в плоскости Млечного пути  составляет около 18 000 парсеков, а поперечный диаметр, толщина, примерно в 8 раз меньше, около 2 400 парсеков; плотность распределения звезд в пространстве убывает от центра скопления к краям и на указанных границах (9 000 и 1 200 парсеков) составляет лишь сотую долю плотности в центре. Несомненно, однако, что это есть лишь общее схематическое представление о строении Млечного пути. Наблюдение показывает, что в нем находятся рядом и более богатые звездами места, «звездные облака», и более бедные. Точное представление об относительном расположении их в пространстве еще не достигнуто, но заслуживает упоминания мнение, впервые высказанное Истоном, и разделяемое многими астрономами, а именно, что Млечный путь представляет собой спиральную туманность, подобную тем, какие при помощи фотографии в большом количестве были открыты в последнее время в различных местах неба преимущественно вдали от Млечного пути, но в самом Млечном пути не встречаются (за единственным исключением). Спиральная туманность (см. туманности) имеет следующую характерную форму: в средине находится огромный клуб светящейся материи, от двух диаметрально противоположных мест его отходят спирали, изгибающиеся в одну и ту же сторону; яркость каждой ветви не одинакова по всей ее длине, местами ярче, местами слабее; спектр этих туманностей — звездный, т. е. на фоне непрерывного спектра имеются темные линии поглощения; следовательно, преимущественно там светят звезды, хотя не исключена возможность присутствия и настоящих туманностей со спектрами светящихся газов; это образования в значительной мере плоские, как карманные часы. Весьма вероятно, что для наблюдателя, находящегося близ средины спиральной туманности, звезды, составляющие ее, представлялись бы, примерно, в таком расположении на его небесном своде, как нам представляется Млечный путь; отсюда предположение, что Млечный путь есть подобная спиральная туманность, и, следовательно, эти туманности суть млечные пути, подобные нашему. Есть еще одно обстоятельство, наводящее на подобное  заключение. По временам вспыхивают на небе т. н. новые звезды (см. звезды), и интересно, что они появляются либо в Млечном пути, либо в спиральных туманностях; но только появляющиеся в Млечном пути бывают очень яркие, большей частью в максимуме яркости видимые простым глазом; те же, которые при помощи фотографии были находимы в спиральных туманностях, крайне слабы по яркости: 14-ой звездной величины и слабее даже вблизи максимума яркости. Это опять приводит к мысли, что спиральные туманности суть млечные пути. Определить их расстояния от нашего Млечного пути возможно лишь гипотетически. Именно, если допустить, что средняя абсолютная яркость новых звезд одинакова как в нашем Млечном пути, так и в этих отдаленных млечных путях, то из сравнения видимой средней яркости новых звезд можно хоть грубо оценить их расстояния. Такой прием был применен к известной, видимой и простым глазом туманности  в Андромеде, в которой фотографией было обнаружено около двух десятков новых звезд. Оказалось, что расстояние ее от нас получается около 200 000  парсеков, или 650 000 световых лет; отсюда по известному угловому протяжению туманности получается ее действительный диаметр в 23 000 световых лет, т. е. величина, почти равная диаметру нашего Млечного пути, по исследованиям Каптейна (см. выше). Таким образом, создается впечатление, что во вселенной на громадных расстояниях друг от друга в сотни тысяч световых лет рассеяны громадные звездные скопления, заключающие в себе и настоящие туманности; издали они имеют вид спиральных туманностей, а для наблюдателя, находящегося внутри них, представляют вид Млечного пути. Собственных движений на небесном своде у спиральных туманностей подметить до сих пор не удалось ввиду их малости, но в последнее время определены на основании принципа Допплера—Физо скорости их по лучу зрения, т. е. приближения к нам  или удаления от нас. Оказалось, что между тем как звезды Млечного, пути движутся со скоростями в несколько десятков км в секунду, скорости спиральных туманностей в десять раз больше и исчисляются сотнями км в секунду; такого же порядка, надо полагать, и общая скорость движения нашего Млечного пути в пространстве. Такие громадные на наш земной масштаб скорости не должны поражать нас, если сравнить их с громадными расстояниями между спиральными туманностями: 100 км в секунду, значит 1 парсек в 10 000 лет. В последнее время удалось обнаружить медленные движения отдельных частей внутри некоторых спиральных туманностей; они указывают на то, что части спиралей удаляются от ядра и вращаются вокруг него; вращения эти очень медленные, соответствующие полному обращению в несколько десятков или сотен тысячелетий. Движения звезд в нашем Млечном пути обнаружены с уверенностью лишь в ближайшей к нам его части (о подмеченных при этом закономерностях см. звезды). Темные промежутки между светлыми «звездными облаками» Млечного пути уже давно, особенно со времен В. Гершеля, обратили на себя внимание астрономов; иногда границы их не резки, расплывчаты, иногда же поражают своей резкостью. Они могут иметь двоякое объяснение; либо это действительно только промежутки между обширными звездными скоплениями, содержащими звезды, скажем для примера, до 14-ой величины; тогда на этих темных местах должны при продолжительной экспозиции выйти на фотографии более слабые звезды, лежащие далее от нас, чем те звездные облака, которые разделены этим темным промежутком; такие случаи действительно наблюдались; но возможно, что в некоторых случаях мы имеем в этих темных местах действие несветящихся масс, огромных облаков несветящихся газов или пыли, которые заслоняют от нас свет тех звезд, которые расположены за ними, совершенно подобно тому, как в черную ночь облака нашей атмосферы или дым труб заслоняют звезды. Еще далеко не во всех случаях этих темных мест Млечного пути удалось определенно установить их причину; но возможность существования в пространстве таких темных, не светящихся, но поглощающих свет масс считается весьма вероятным; на это указывают также и темные пространства, иногда очень резкие по своим очертаниям, которые разделяют светлые части некоторых газовых и спиральных туманностей. В немногих случаях обнаружено, что такие несамосветящиеся облака газов или пыли светятся, но что это происходит потому, что они отражают свет тех самосветящихся звезд, которые ими окружены (таковы, например, слабые туманности в Плеядах).

Рассеянные звездные скопления, большие, неправильной формы газовые туманности и планетарные туманности, по всем признакам расположены в пределах Млечного пути и входят в него, как составные части, наряду с его многочисленными отдельными звездами. Все они расположены в пределах видимой светлой полосы Млечного пути или близко от нее. Для некоторых рассеянных звездных скоплений и планетарных туманностей удалось определить расстояния, не превосходящие приведенных выше гипотетических расстояний границ Млечного пути. Особенное положение во вселенной имеют, судя по исследованиям, которые в недавнее время произвел Шепли, шарообразные звездные скопления (см. скопления звезд). В настоящее время известно на всем небе 95 таких объектов; они расположены близ Млечного пути, но в его светлой полосе они не встречаются; некоторые находятся недалеко от полюсов Млечного пути; преимущественно они расположены по обе стороны той трети Млечного пути, в средине которой находится созвездие Стрельца. Самые яркие звезды в них кажутся нам не ярче 12-ой величины; в некоторых найдено много, в других, напротив, мало особых переменных звезд типа δ Цефея (см. звезды) с периодами изменения яркости в несколько дней или несколько часов. Исследования, которые произвел над этими объектами Шепли, касаются двух главных вопросов: о поглощении света при его распространении через огромные расстояния и о расстояниях шарообразных звездных скоплений от нашего Солнца. Вопрос о поглощении света уже раньше подвергался исследованиям различных астрономов, но результаты Шепли нужно признать наиболее точными. На фотографиях нескольких шарообразных скоплений, полученных большими зеркальными телескопами обсерватории на горе Вильсон, он определил видимые яркости около миллиона звезд, притом, с одной стороны, яркости фотографические, характеризующие яркость синей части спектра, и яркости т. н. фотовизуальные, характеризующие яркость его желтой части. Разница этих двух яркостей характеризует цвет звезды: у красных звезд фотографическая яркость слабее фотовизуальной, у белых, и особенно у голубоватых, наоборот. Соображения были таковы: если свет претерпевает поглощение, то, судя по законам физики, синие лучи должны поглощаться сильнее, чем желтые; следовательно, у отдаленных звезд, каковы, судя хотя бы только по их слабости, звезды шарообразных скоплений, синяя часть должна быть ослаблена сильнее желтой, поэтому среди них не должны встречаться голубоватые звезды, и процент белых сравнительно с процентом красных должен быть меньше, чем среди ближайших к нам звезд, для которых известны расстояния. Исследования Шепли не подтвердили таких заключений, процент звезд различного цвета в шарообразных скоплениях оказался таким же, как у ближайших к нам звезд. Значит, поглощение света в небесном пространстве вообще говоря ничтожно мало, если вообще существует. Это, однако, не опровергает того, что в отдельных местах вселенной могут находиться облака газа или пыли, поглощающие свет (см. выше). Что касается определения расстояний от нас шарообразных скоплений, то Шепли основал их на следующем допущении. Еще ранее мисс Ливит на обсерватории гарвардского колледжа, исследуя переменные звезды в Магеллановом облаке, нашла, что существует определенная зависимость между средней яркостью переменной (преимущественно типа δ Цефея) и периодом изменения ее яркости, если этот период более одного дня; для звезд же с периодом менее одного дня средняя яркость оказалась приблизительно одинаковой. Герцшпрунг развил далее эту мысль и указал, на основании оценки расстояний звезд типа δ Цефея, что найденная мисс Ливит зависимость относится к абсолютной яркости этих звезд; так, например, звезды с периодом меньше одного дня все по абсолютной  яркости примерно в 120 раз ярче Солнца. Шепли допустил, что этот закон справедлив и для шарообразных скоплений. По периодам переменных звезд он вычислил их абсолютную яркость, а сравнивая ее с кажущейся яркостью их, мог определить расстояния, будучи уверен, что о поглощении света думать не приходится. Таким путем он нашел для различных шарообразных скоплений расстояния от 2 000 до 60 000 парсеков; по этим исследованиям большинство шарообразных скоплений образует огромную систему с протяжением в длину около 70 000 парсеков, а в поперечном направлении около 30 000 парсеков; наш Млечный путь находится в пределах этой системы, на ее длинном поперечнике, но ближе к границам системы, чем к ее средине.

Из изложенного видно, что наши суждения о размерах видимой части пространства, т. е. той, в которой заключаются видимые или фотографируемые светила, основываются на некоторых допущениях и гипотезах. Это неизбежно, пока мы не в силах безупречным методом определять расстояние от нас каждого светила; это не причина, однако, чтобы отказываться от подобных исследований; они позволяют создать хотя бы приблизительное представление о глубинах вселенной; если сопоставить наше теперешнее представление о строении вселенной с тем, какое было 50 или даже 25 лет тому назад, то успех в этом направлении несомненен, он дает надежду на дальнейшие успехи в исследовании этого трудного вопроса.

С. Блажко.