Современная наука удивительно молода, если взглянуть на её достижения в исторической перспективе. Нам может казаться, что понятие «галактики» во множественном числе известно человечеству испокон веков. Однако это представление возникло лишь сто лет назад — с момента, когда стало известно, что за пределами Млечного Пути существуют и другие галактики.
В ноябре 1924 года американский астроном Эдвин Хаббл представил доказательства того, что объект, известный как Туманность Андромеды, на самом деле является самостоятельной галактикой, находящейся за пределами Млечного Пути. Это открытие стало поворотным моментом в истории астрономии и изменило фундаментальные представления человечества о структуре Вселенной.
Научный прорыв
Эдвин Хаббл (1889–1953) формально представил своё открытие 1 января 1925 года. Однако публикация научной статьи, содержащей ключевые результаты, произошла двумя днями ранее. В сам день презентации Хаббл не присутствовал — он продолжал наблюдения в обсерватории Маунт-Вилсон, сосредоточившись на изучении строения Вселенной.
Доклад был зачитан его коллегой Генри Норрисом Расселом, вызвав бурную реакцию научного сообщества. В этот день внимание учёных было полностью сосредоточено на результатах, которые впоследствии стали одним из крупнейших достижений в науке со времён Ньютона.
Несмотря на значимость открытия, Хаббл долго сомневался, стоит ли публиковать свои выводы. Генри Рассел убеждал его не откладывать публикацию. Однако новость об астрономическом открытии всё равно появилась в прессе раньше официальной презентации — 23 ноября 1924 года в газете The New York Times была опубликована краткая заметка, ставшая первым публичным сообщением о существовании других галактик.
До научного прорыва
Переход от геоцентрической к гелиоцентрической системе произошёл в XVI–XVII веках, хотя идеи гелиоцентризма встречались ещё в античности. Однако дальнейшее изучение космоса в течение нескольких столетий оставалось ограниченным из-за недостаточного развития наблюдательных инструментов. Учёные могли фиксировать на небе спиралевидные объекты, но не располагали средствами для точного определения их природы.
На протяжении десятилетий существовали разные гипотезы о природе этих объектов. Некоторые учёные полагали, что это удалённые звёздные системы, другие считали их гигантскими облаками газа. Млечный Путь воспринимался как центр наблюдаемой Вселенной, поскольку других структур попросту не удавалось зафиксировать.
Существенным этапом в развитии представлений о Вселенной стала научная дискуссия между астрономами Харлоу Шейпли и Гебером Кертисом, состоявшаяся 26 апреля 1920 года в Национальной академии наук США. Историки науки позже назвали её «Большим спором».
В своей модели Шейпли предполагал, что Млечный Путь — это огромная звёздная система с удалённым от центра Солнцем, а спиральные туманности являются газовыми образованиями внутри неё. Он, тем не менее, не исключал наличие других галактик за пределами наблюдаемого пространства. Кертис, напротив, считал, что Галактика относительно компактна, Солнце находится ближе к центру, а спиральные туманности представляют собой независимые звёздные системы, аналогичные Млечному Пути.
Позднейшие наблюдения Хаббла показали, что ни одна из предложенных моделей не была полностью точной, однако каждый из участников дискуссии оказался частично прав.
Роль Хаббла в революции астрономии
Серьёзный прорыв стал возможен благодаря техническому прогрессу. В 1919 году Хаббл начал работу в обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии, где был установлен новейший на тот момент 100-дюймовый телескоп Хукера — наиболее мощный астрономический инструмент того времени.
Основное внимание Хаббл уделял изучению цефеид — пульсирующих переменных звёзд, отличающихся предсказуемыми изменениями яркости. Первая такая звезда, δ Цефея, была описана ещё в 1784 году английским астрономом Джоном Гудрайком. Спустя десятилетия выяснилось, что все цефеиды демонстрируют одинаковую природу пульсаций, что позволило использовать их в качестве надёжных стандартных свеч для измерения космических расстояний.
Как и в случае со многими выдающимися учёными, достижения Эдвина Хаббла стали возможны благодаря работам его предшественников. В 1917 году астроном Весто Мелвин Слайфер, работавший в обсерватории Лоуэлла, провёл спектроскопические измерения 25 объектов, тогда известных как «спиральные туманности». Он обнаружил, что 23 из них демонстрируют значительное красное смещение, указывающее на то, что они удаляются от Земли с большими скоростями. Эти наблюдения не соответствовали существовавшим тогда астрономическим представлениям.
Лишь спустя двенадцать лет, в 1929 году, Эдвин Хаббл, опираясь на данные Слайфера и собственные исследования, предложил модель расширяющейся Вселенной. В этот период термин «галактика» уже получил широкое распространение, и работа Хаббла изменила фундаментальные представления об устройстве космоса, заложив основу современной космологии.
Существенный вклад в развитие этой теории внёс также шведский астроном Кнут Эмиль Лундмарк. В 1922 году он заявил, что идентифицировал отдельные звёзды в структуре объекта, ныне известного как галактика М33. Независимо от него, сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон Джон Дункан сообщил о наблюдении переменных источников света в том же объекте.
Хаббл продолжил работу, объединяя имеющиеся наблюдения. Используя один из самых мощных телескопов своего времени, он получил детализированные снимки «туманности Андромеды» с длительной экспозицией, что позволило анализировать отдельные источники света внутри этого объекта.
В октябре 1923 года он зафиксировал в одном из рукавов «туманности» переменную звезду с характерным 31-дневным циклом изменения яркости. Это была цефеида — тип звёзд, чья светимость позволяет определять расстояние до них. Этот факт стал доказательством того, что объект находится далеко за пределами Млечного Пути.
Расчёт расстояния показал, что «туманность Андромеды» расположена примерно в миллионе световых лет от Земли. Хотя последующие уточнения увеличили эту величину почти вдвое, результат сам по себе означал, что данный объект не мог быть частью нашей галактики. В условиях строгой конфиденциальности Хаббл продолжал исследования и вскоре идентифицировал несколько других цефеид в той же области.
Окончательные выводы были недвусмысленны: «туманность Андромеды» является отдельной звёздной системой — галактикой, которая в последующем получила обозначения M31, NGC 224 и PGC 2557. Она содержит сотни миллиардов звёзд, включая десятки тысяч цефеид.
Таким образом было подтверждено, что наша Галактика не единственная во Вселенной. После этого Хаббл направил лаконичное письмо одному из сторонников прежней теории — Харлоу Шейпли, который ранее отстаивал гипотезу о туманностях как об облаках газа.
«Вам будет интересно узнать, что я обнаружил цефеиду в туманности Андромеды», — написал Хаббл.
На это Шейпли ответил: «Это письмо разрушило мою вселенную», тем самым признавая ошибочность своих прежних убеждений.
Последствия открытия
К 35 годам Эдвин Хаббл радикально изменил научное понимание строения Вселенной. Его работа привела к переосмыслению положения человечества во Вселенной и стала фундаментом современной астрономической картины мира.
В дальнейшем учёный продолжил исследования. В 1929 году он установил взаимосвязь между красным смещением галактик и расстоянием до них. Это соотношение ныне известно как закон Хаббла.
Благодаря этому открытию стало возможным подтвердить, что Вселенная находится в состоянии постоянного расширения. Это позволило учёным приблизительно определить её возраст, отсчитав время от момента Большого Взрыва — события, положившего начало расширению космоса.
В последние годы своей жизни Хаббл выступал за признание астрономии частью физики, что позволило бы учёным-астрономам претендовать на получение Нобелевской премии. В 1953 году Нобелевский комитет принял решение о присуждении премии за достижения в области астрономии, но Хаббл скончался за год до этого, а премия посмертно не вручается.
В знак признания вклада Эдвина Хаббла в науку, его имя было присвоено космическому телескопу, выведенному на орбиту в 1990 году. Этот телескоп предоставил научному сообществу беспрецедентные по качеству изображения далёких объектов во Вселенной.
